Помоги проекту - поделись книгой:
Джон Гриббин
13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего
13.8
THE QUEST TO FIND THE TRUE AGE OF THE UNIVERSE AND THE THEORY OF EVERYTHING
JOHN GRIBBIN
Научный редактор Игорь Красиков
© John and Mary Gribbin, 2015.
© Перевод на русский язык, издание на русском языке, формление. ООО «Манн, Иванов и Фербер», 2016
Эту книгу хорошо дополняют:
Кип Торн
Брайан Кокс, Джефф Форшоу
Брайан Кокс, Джефф Форшоу
Рон Гаран
Стивен Строгац
Введение
Самый важный факт
Вселенная имеет начало. Происхождение всего, что мы видим вокруг: звезд, планет, галактик, людей, можно проследить до конкретного момента в прошлом, отстоящего от нас на 13,8 млрд лет назад. Наше поколение стало свидетелем события, когда на
Наиболее важный в науке факт заключается в том, что теория микромира (квантовая теория) в точности согласуется с теорией макромира (космологией, или общей теорией относительности), даже несмотря на то, что они развивались независимо друг от друга и что никому до сих пор не удалось соединить их в единую систему – теорию квантовой гравитации. Но уже то, что по отдельности они дают
Что это за
Последние события в мире науки проливают свет на то, почему была забыта значимость этого совпадения возрастов. Я решил написать эту книгу весной 2013 года, когда в заголовках СМИ появились данные со спутника «Планк». Все писали, что, оказывается, Вселенная старше, чем мы думали. Космологов тогда это возмутило. Да, возраст Вселенной был увеличен, но всего с 13,77 до 13,82 млрд лет, меньше чем на полпроцента (а потом еще и скорректирован до 13,80 млрд лет)! Однако самое важное в этих данных то, что мы вообще сумели узнать ее возраст с такой потрясающей точностью. Поколение наших отцов (хотя они уже знали, что Вселенная имеет начало) могло лишь сказать, что ей примерно между десятью и двадцатью миллиардами лет. Но и точность новейших измерений – только половина научной важности этого открытия как для физики, о которой преимущественно и пойдет речь в книге, так и для других наук (философскую и религиозную стороны вопроса я здесь не затрагиваю).
Судя по возрасту самых старых звезд, они лишь немногим моложе Вселенной. Если этот факт сам по себе недостаточно впечатляет, представьте, что подумали бы ученые, если бы все было наоборот: если бы звезды оказались старше Вселенной! Это значило бы, что по крайней мере одна из двух их любимых теорий – квантовая физика или общая теория относительности – неверна.
Впрочем, не стоит даже представлять себе, что подумали бы ученые в таком случае. Согласование возрастов, о котором я упомянул, стало результатом процесса, начавшегося сразу после Второй мировой войны, то есть – так уж совпало – длившегося всю мою жизнь. Я не только работал в одном из научных коллективов, занимавшихся измерением возраста Вселенной, но и лично знал многих участников этого процесса. Когда я был ребенком, астрономы были уверены, что звезды действительно старше Вселенной. Это было одной из основ модели стационарной Вселенной, воспринимаемой бесконечной и практически неизменной во времени и пространстве. Далее я расскажу, как от этого явного противоречия 1940-х годов удалось прийти к современному согласованию данных, в том числе насколько значимыми оказались результаты наблюдений спутника «Планк», и вы поймете, почему все это так важно. Одновременно я введу вас в курс дела, рассказав историю космологии и астрофизики. Начну с открытий XIX века, указавших путь к пониманию природы звезд и Вселенной, – к самому важному факту.
Пролог
2,712
Измеряя температуру Вселенной
Полвека назад, в 1965 году, американские астрономы Арно Пензиас и Роберт Вильсон[2] сообщили, что им случайно удалось уловить слабый радиошум, поступающий из всего космического пространства. Тогда они еще не знали, что это космическое микроволновое фоновое, или, как его еще называют, реликтовое, излучение было более чем за десять лет до этого описано в рамках модели возникновения Вселенной в результате Большого взрыва Георгием Гамовым[3] и его коллегами. По удивительному совпадению в том же году другой коллектив астрономов под руководством Джима Пиблса[4] самостоятельно (не зная о выводах группы Гамова) пришел к идее существования такого излучения и даже начал строить детектор для его поиска. Когда Пиблс узнал об обнаружении шума, он быстро понял, что это подтверждает теорию Большого взрыва; в своем отчете Пензиас и Вильсон сознательно не упомянули об этом, так как сами они поддерживали модель стационарной Вселенной. Тем не менее практически со дня публикации этого отчета теория Большого взрыва стала основной космологической парадигмой. Температура реликтового излучения на сегодня составляет 2,712 К, или –270,288°С, что свидетельствует о невероятно высокой изначальной температуре Вселенной и убедительно доказывает, что у нее было начало.
Вначале Пензиас и Вильсон не понимали всей значимости собственного открытия. Они проводили опыты в Лаборатории Белла при американской телефонно-телеграфной компании AT&T и использовали антенну на Кроуфордском холме в штате Нью-Джерси, созданную для проверки осуществимости глобальной коммуникации через спутники: политика компании позволяла ученым проводить наряду с прикладными, телекоммуникационными, и чисто научные исследования.
Телефонная лаборатория Белла была основана как исследовательское подразделение AT&T 1 января 1925 года. Спустя всего пару лет два исследователя, Клинтон Дэвиссон и его помощник Лестер Гермер, доказали волновую природу электрона, совершив ключевое открытие в квантовой физике. В результате в 1937 году Дэвиссон стал первым ученым в Лаборатории Белла, удостоенным Нобелевской премии. Первым, но не последним. Здесь же был изобретен транзистор, авторы которого Уильям Шокли и Уолтер Браттейн разделили Нобелевскую премию 1956 года. К началу 1960-х Лаборатория Белла получила широкое признание как центр научной мысли и множество молодых исследователей мечтали там работать.
Арно Пензиас стал одним из них. Его родители, евреи, жили в Германии (отец был родом из Польши). Арно появился на свет в Мюнхене 26 апреля 1933 года; как раз в этот день было создано гестапо. Старший сын в зажиточной семье, он не ощущал сгущающихся над страной туч до 1938 года, когда нацисты стали собирать всех евреев, не имевших германских паспортов, и отправлять их в Польшу. Польские власти питали к евреям почти такую же неприязнь, что и немецкие, и 1 ноября 1938 года закрыли границу, прервав этот новый Исход. Поезд, на котором ехала семья Пензиас, прибыл на несколько часов позже и был отправлен обратно в Мюнхен. Отцу Арно дали полгода на то, чтобы убраться из страны, в противном случае ему грозило преследование. Так в возрасте шести лет Арно и его младший брат, за которым мальчику было поручено присматривать, были отправлены в Англию. Родителям удалось получить визы чуть позже, они чудом успели выбраться из Германии до начала Второй мировой войны. За несколько месяцев до этого глава семьи с удивительной предусмотрительностью купил билеты на океанский лайнер до Нью-Йорка, и семья встретила Рождество и 1940 год посреди Атлантики.
Жизнь беженцев принесла Пензиасам значительные финансовые трудности, но, как впоследствии написал в своей Нобелевской автобиографии Арно, «считалось само собой разумеющимся, что я пойду в колледж и стану ученым». Единственной доступной возможностью оказался Городской колледж Нью-Йорка. Там Арно познакомился со своей будущей женой Анной. По прибытии в Нью-Йорк дети получили имена на американский манер: Арно стал Алленом, а его брат Гюнтер – Джимом, но, чтобы не путать Пензиаса с другим знакомым ей Алленом, Анна стала называть его Арно – так к молодому ученому вернулось его имя, и с тех пор он подписывался «Арно А. Пензиас».
Арно и Анна поженились в 1954 году. В том же году он окончил Городской колледж, а после двух лет службы в армии связистом продолжил обучение в Колумбийском университете. Здесь Пензиас получил докторскую степень, причем его научным руководителем был Чарльз Таунс, которому в 1964 году была присуждена Нобелевская премия за исследования мазера[5] и лазера. Таунс проработал в Лаборатории Белла с 1939 по 1947 год. Именно он рекомендовал Пензиаса, которому удалось получить место в 1961 году. Арно мечтал использовать рупорную антенну на Кроуфордском холме для радиоастрономических экспериментов, но в тот период она все еще была зарезервирована только для работы со спутниками, в частности «Телстаром» (созданным в той же лаборатории и планируемым к запуску в 1962 году), поэтому Пензиас начал работу над другим проектом. Впоследствии оказалось, что антенна для спутника не понадобится, и Пензиас смог начать радиоастрономические опыты. Как раз в это время в лаборатории появился второй астроном – Роберт Вильсон, и в начале 1963 года молодые ученые объединили свои усилия.
Вильсон был немного моложе Пензиаса: он родился 10 января 1936 года в Хьюстоне. Его отец был разведчиком нефтяных месторождений, в свободное время он увлекался починкой радиоприемников, поэтому мальчик с детства разбирался в электронике. Роберт неплохо, хотя и не блестяще, учился в школе и в 1953 году, как он сам свидетельствует в нобелевской автобиографии, «еле-еле поступил» в Университет Райса[6]. Вильсону так понравилось учиться и «испытывать радость побед», что он окончил курс с отличием и в 1957 году поступил в аспирантуру физического факультета Калифорнийского технологического института (Калтех), пока еще не имея четкого представления о теме будущей диссертации. Там он выбрал курс космологии. Его преподавателем был Фред Хойл[7], увлекший молодого ученого идеей стационарной Вселенной (позже я расскажу об этом подробнее); но еще более важную роль в жизни Вильсона сыграло предложение Дэвида Дьюхирста[8] из Кембриджа (их с Хойлом пригласили читать лекции) заняться радиоастрономией, на которое он ответил согласием. Перед началом исследований Роберт провел лето 1958 года в Хьюстоне, где женился на Элизабет Соуин.
В качестве предмета исследования Вильсон выбрал радиокарту Млечного пути, которую составлял с помощью нового телескопа радиообсерватории в долине Оуэнс; эта работа была для молодого ученого идеальным сочетанием электроники и физики. Роберт дописал докторскую в 1962 году. Сначала его научным руководителем был Джон Болтон, австралийский ученый, сыгравший важную роль в создании телескопа. А когда тот вернулся в Австралию, его место занял Мартен Шмидт[9]. За время работы Вильсон «проникся уважением к Лаборатории Белла», ведь там разработали мазер-усилители для использования в телескопе в долине Оуэнс, а еще он слышал о новой рупорной антенне. Роберт присоединился к команде, работающей на Кроуфордском холме, в 1963 году, когда понял, что ему разумнее действовать не в одиночку, а вместе с Арно Пензиасом, единственным радиоастрономом Лаборатории. Сотрудничество получилось крепким: когда из-за финансовых проблем бюджет радиоастрономического направления сократился до одной ставки, оба ученых решили работать на полставки, а освободившееся время посвятить прикладному направлению. Но это случилось уже после их открытия, удостоенного Нобелевской премии.
Форма рупорной антенны предназначена минимизировать помехи с Земли и обеспечить самое точное измерение силы радиошума (подобно свету, он представляет собой часть электромагнитного спектра), поступающего из разных точек космоса, преимущественно с искусственных спутников, но также и от естественных объектов, таких как звезды и газовые облака. Сила такого радиошума измеряется по температуре, калибруемой по температуре радиации, испускаемой так называемым абсолютно черным телом. Этот кажущийся странным термин для обозначения излучающего тела появился потому, что объекты, представляющие собой идеальные поглотители электромагнитного излучения (и потому черные), при нагревании тоже оказываются идеальными излучателями (см. главу 1). Характер этого излучения полностью определяется температурой излучающего объекта.
Ученые измеряют температуру в градусах по шкале Кельвина (К без знака градуса). Размер градуса такой же, как на шкале Цельсия, но 0 К – это абсолютный ноль, наименьшая возможная температура (–273,15°С). Округляя, можно сказать, что средняя температура на поверхности Земли равна примерно 300 К. Тщательно проработанная конструкция рупорной антенны позволяла сократить фиксируемые радиотелескопом помехи с Земли до менее чем 0,05 К. Чтобы оптимально использовать антенну, до начала астрономических наблюдений Пензиас и Вильсон решили построить для нее приемник-радиометр с такой же или, по крайней мере, максимально возможной чувствительностью.
Усилители, использованные в приемнике (похожие на те, что Вильсон применял в Калифорнии), были охлаждены до 4,2 К с помощью жидкого гелия, а для калибровки системы Пензиас придумал «холодную нагрузку», тоже охлажденную жидким гелием примерно до 5 К. Переключая антенну с наблюдений за холодной нагрузкой на наблюдения за небом, ученые смогли измерить воспринимаемую температуру Вселенной (предполагалось, что она равна нулю по Кельвину) и сделать поправку на известные факторы, такие как помехи из атмосферы и от радиометра. Оставшийся шум, как они предполагали, производится самой антенной и может быть устранен разнообразными способами, например полировкой прибора. Разумеется, они рассчитывали, что в итоге никакого лишнего шума не останется вообще и это будет признаком того, что телескоп работает корректно и можно переходить к радиоастрономическим исследованиям.
По сути, нечто подобное этой калибровке уже было сделано ранее (только с меньшей точностью и без необходимой холодной нагрузки) инженерами, создававшими рупорную антенну. Они проверяли, достаточно ли она чувствительна для поставленных целей. Один из них, Эд Ом, опубликовал результаты проверок в «Техническом журнале Bell System»[10] за 1961 год. Он сообщил, что температура измерений телескопа, направленного в небо, составила 22,2 К с точностью до ±2,2 К (то есть в диапазоне 20–24,4 К). Подсчитанное его коллегами количество шума в системе из атмосферы, вызванного остаточным нагревом радиометра и тому подобным, составило 18,9 К с точностью до 3 К (15,9–21,9 К). Если вычесть средние данные друг из друга, температура неба окажется равной 3,2 К. Но в целом два набора величин пересекались, и Ом сделал вывод, что «наиболее вероятная минимальная температура системы» – 21 ± 1 К. Однако по мере выверки системы Пензиасом и Вильсоном ошибок становилось все меньше, а разница между ожидаемыми и реальными измерениями все больше увеличивалась. Вскоре стало очевидно, что излучение, поступающее от антенны в приемник, по крайней мере на 2 К теплее, чем они ожидали.
Оба ученых сделали все возможное для устранения всех источников помех для антенны, даже очистили ее от помета, оставленного построившими рядом гнездо голубями, и приклеили алюминиевую фольгу на все стыки с заклепками. Ничто не помогало. Загадка «избыточной температуры антенны» мучила их весь 1964 год, ставя под угрозу радиоастрономический исследовательский проект как таковой. Впрочем, они находили время и для других задач: в декабре 1964 года на собрании Американской ассоциации содействия развитию науки в Вашингтоне Пензиас познакомился с коллегой-радиоастрономом Бернардом Бёрке из Массачусетского технологического института (МИТ). Три месяца спустя в телефонном разговоре Арно рассказал Бернарду, что слышал о проекте команды ученых Принстонского университета (это всего в получасе езды от Кроуфордского холма) под руководством Джима Пиблса и Роберта Дикке[11]. Кажется, этот проект мог пролить свет на проблему «избыточного» излучения. Обсудив это с Вильсоном, Пензиас позвонил Дикке, который как раз был на встрече с коллегами – Пиблсом и двумя младшими сотрудниками, Питером Роллом и Дэвидом Уилкинсоном. Дикке внимательно выслушал Пензиаса и сделал несколько замечаний. Положив трубку, он повернулся к коллегам и сказал: «Ребята, нас обскакали»{2}.
Пензиас и Вильсон не знали, что коллектив Принстона разрабатывает идею о том, что Вселенная расширялась из исходного горячего и плотного состояния и что она наполнена холодным фоновым излучением – радиошумом микроволнового диапазона. На следующий же день принстонцы отправились за 50 километров на встречу с Пензиасом и Вильсоном для проверки их радиотелескопа. Они моментально поверили, что исследователи Лаборатории Белла уловили именно это реликтовое излучение и что «избыточная» температура никак не связана с антенной, а представляет собой температуру самой Вселенной. Хотя сами Пензиас и Вильсон сомневались в этом и в первую очередь потому, что больше верили в концепцию стационарной Вселенной, утверждавшую, что по своей сути Вселенная вечна и неизменна. Однако они с облегчением восприняли то, что обнаруженное ими явление может быть научно объяснено.
Как же именно оно было объяснено? Совсем коротко идею Дикке можно назвать «Большой взрыв, но не такой, каким мы его знаем». Родившийся в 1916 году Дикке был на поколение старше Пензиаса, Вильсона и своих ассистентов из Принстона. Во время Второй мировой он работал над проблемами радаров и создал так называемый радиометр Дикке для анализа именно того типа микроволнового излучения, которое позднее обнаружили Пензиас и Вильсон. И уже в 1946 году, изучая с помощью этого радиометра излучение атмосферы Земли, выяснил, что любой «шум», поступающий вертикально сверху (то есть из космоса), соответствует температуре до 20 К. Впрочем, в тот период он не помышлял о космологии и к 1965 году уже совершенно забыл об этих измерениях. Дикке вновь вернулся к вопросу фонового излучения, столкнувшись с проблемой происхождения химических элементов; эта тема постоянно поднималась в различных исследованиях, описываемых в этой книге.
К середине 1940-х годов стало ясно (я подробнее расскажу об этом в главе 1), что б
Первым ученым, который применил космологические идеи в попытке понять происхождение химических элементов, стал Георгий Гамов – физик – эмигрант из СССР, в то время работавший в Университете Джорджа Вашингтона в столице США. Получив подтверждение того, что Вселенная непрерывно расширяется – тогда это открытие только было сделано (подробнее см. главу 6), – Гамов первым всецело поддержал идею, что она образовалась из исходного плотного и горячего состояния под влиянием того, что мы сегодня называем Большим взрывом. Он предположил, что изначально существовал горячий, плотный газ, состоящий из нейтронов. Эти нестабильные незаряженные частицы легко распадаются на один протон и один электрон, образуя атомы водорода. Если перед Большим взрывом температура и плотность были достаточно высокими, протоны (ядра атомов водорода) могли объединяться попарно (этот процесс называется слиянием ядер), образуя вместо водорода дейтерий (тяжелый водород). Дальнейшие столкновения сформировали ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Гамов поручил аспиранту Ральфу Альферу[12] рассчитать, насколько эффективным мог быть этот процесс, и совместно с ним выяснил, что, хотя получить таким образом гелий действительно несложно, более тяжелые элементы просто не успели бы сформироваться до того, как расширяющаяся Вселенная остыла бы до прекращения процесса слияния ядер. Гамова это не смутило. Никогда не сомневавшийся в своих силах ученый заявил, что его теория объясняет происхождение 99 % видимой Вселенной, так что остальное – всего лишь детали, которые можно оставить для выяснения другим исследователям.
Проведенные расчеты легли в основу докторской диссертации Ральфа Альфера и были опубликованы в журнале Physical Review[13] в 1948 году. Неуемный шутник Георгий Гамов решил включить в число авторов своего друга Ганса Бете[14], поскольку ряд «Альфер, Бете, Гамов» напоминал начало греческого алфавита: альфа, бета, гамма. Альфер был огорчен тем, что ему досталась лишь треть признания за эту важную работу, но повлиять на решение руководителя не мог и утешался тем, что его имя стояло первым. Эту работу и сегодня называют «исследование альфа-бета-гамма». Оно стало ключевым шагом в космологии уже потому, что впервые доказало возможность проведения научных расчетов в рамках теории Большого взрыва. Однако вопрос происхождения всех элементов, помимо водорода и гелия, оставался без ответа.
Неясность с происхождением элементов (ядерным синтезом) стала одной из причин, по которой в том же 1948 году Германом Бонди, Томми Голдом[15] и Фредом Хойлом была выдвинута альтернатива Большому взрыву – теория стационарной Вселенной. В основе их концепции лежала идея, что хотя Вселенная и расширяется (скопления звезд, называемые галактиками, отходят дальше друг от друга), она не образовалась в конкретный момент времени из некоего горячего и плотного состояния, а всегда имела приблизительно нынешний вид. По мере расширения в промежутках между галактиками возникает новая материя в виде атомов водорода, которая затем включается в новые звезды и галактики. Далее внутри звезд происходит ядерный синтез. Этот процесс представляется намного более медленным, чем ядерный синтез, описанный Гамовым и его коллегами в рамках теории Большого взрыва, но, поскольку теория стационарной Вселенной предполагает, что она существует неограниченный период времени, это не проблема. Как мы увидим в дальнейшем, Хойл сделал особенно значительный вклад в разработку понимания ядерного синтеза внутри звезд, и некоторое время в конце 1950-х годов ему удавалось отбрасывать теорию Большого взрыва как ненужную (интересно, что он случайно придумал сам термин «Большой взрыв», рассказывая о нем в радиопередаче ВВС). Однако Хойл обнаружил, что, хотя ядерный синтез внутри звезд действительно объяснял возникновение пресловутого 1 % материи, объяснить происхождение всего гелия во Вселенной с его помощью было невозможно. Для интерпретации всех элементов в видимой Вселенной необходимо было использовать еще и идею ядерного синтеза согласно теории Большого взрыва… Однако мы забегаем вперед.
Дикке смущала мысль, что вся материя во Вселенной могла быть создана за долю секунды во время Большого взрыва, но ему не казалось правдоподобным и то, что материя создается непрерывно в промежутках между галактиками. Впрочем, существовал еще и третий вариант – так называемая циклическая Вселенная. Согласно этой теории, количество материи во Вселенной остается неизменным, но после фазы расширения наступает фаза сжатия: Вселенная доходит до горячего и плотного состояния, как перед Большим взрывом, и вновь расширяется, возрождаясь, словно Феникс[16].
К 1950-м годам уже было ясно, что в галактиках, подобных нашему Млечному пути, есть два вида звезд, так называемые Население I и Население II. Население II – это старые звезды, содержащие относительно мало тяжелых элементов (астрономы все элементы тяжелее гелия называют металлами). Они почти полностью состоят из водорода и гелия. Население I – это молодые звезды, включающие относительно высокий процент тяжелых элементов («металлов»). Предполагается, что они появились из материи, полученной при распаде предыдущего поколения звезд и обогащенной (или, если угодно, загрязненной) «металлами», – это явное свидетельство ядерного синтеза внутри звезд. Однако, понял Дикке, в рамках модели циклической, или пульсирующей, Вселенной этап сжатия должен был бы оказаться настолько горячим, что все «металлы» вновь распались бы обратно на водород и гелий. Это соображение привело его к мысли, что Вселенная вокруг нас все-таки действительно развилась из исходного горячего и плотного состояния, даже если это был не единственный в истории Большой взрыв. Примерно в 1964 году ученый предложил только что защитившему докторскую диссертацию коллеге Джиму Пиблсу просчитать необходимую для описанных процессов температуру и вероятную температуру остаточного излучения в наши дни. Примерные расчеты Пиблса показали, что сегодня Вселенная должна быть наполнена микроволновым излучением с температурой менее 10 К, и Ролл с Уилкинсоном уже готовились искать это излучение, когда раздался звонок Пензиаса.
Итогом встречи двух групп исследователей стали две работы, опубликованные в одном и том же июльском номере Astrophysical Journal[17] за 1965 год. Первой шла статья Дикке, Пиблса, Ролла и Уилкинсона с изложением теории реликтового излучения раннего периода существования Вселенной. За ней – труд Пензиаса и Вильсона с осторожным названием «Измерение избыточной антенной температуры на частоте 4080 MГц». В нем не упоминалась потенциальная значимость открытия, на нее намекала лишь одна фраза – «возможное объяснение наличия шумов при измерении температуры дано Дикке, Пиблсом, Роллом и Уилкинсоном в совместной статье в этом выпуске». Они пока не были готовы отказаться от идеи стационарной Вселенной! «Мы считали, – рассказывает Вильсон в своей Нобелевской речи, – что результаты наших измерений не зависят от теории и представляют самостоятельный интерес». Более того, Дикке вспоминал, что «Пензиас и Вильсон вообще не собирались писать статью, пока мы не сказали им, что пишем свою»{3}. Однако в 1978 году, после того как множество измерений, произведенных на самых разных длинах волн многими группами астрономов, подтвердили, что открытое ими излучение действительно реликтовое эхо Большого взрыва, имеющее температуру 2,712 К, Пензиас и Вильсон разделили Нобелевскую премию за свое изобретение. Говорят, они сочли бы для себя достаточным упоминание в качестве пятого и шестого имени в списке после Дикке, Пиблса, Ролла и Уилкинсона[18]. В таком случае премия, видимо, ушла бы Дикке. Но не жалейте ученого: в этой истории и без него есть кого пожалеть.
С момента защиты докторской Ральф Альфер непрерывно думал о Большом взрыве. К тому времени он работал над проверкой очередной гипотезы Гамова с еще одним его протеже, Робертом Херманом. У Георгия Гамова был невероятный, но очень усложняющий жизнь его коллег талант приходить к фундаментальным открытиям на основе неполной или даже полностью неверной информации. В 1948 году его осенила догадка, которую Пензиас впоследствии описал как «некорректную почти во всех детальных предсказаниях», тем не менее она содержала важнейшую истину{4}. Гамов понял, что хотя температура Большого взрыва должна была быть очень высокой, чтобы происходил ядерный синтез, она не могла быть слишком высокой: в противном случае обладающие большой энергией фотоны (частицы света) разрушали бы ядра гелия по мере их образования. Этот фактор накладывает на конец фазы первичного огненного шара, во время которой образовывался гелий, ограничение по температуре примерно в миллиард градусов (109 К) независимо от предшествующих условий. Альфер и Херман проанализировали и уточнили эту идею, скорректировали детали и расширили ее значение, просчитав, что остаточное излучение от этого огненного шара должно до сих пор наполнять Вселенную, имея температуру в несколько кельвинов. Эти результаты были опубликованы в 1948 году в виде краткой заметки в одном из самых читаемых научных журналов – Nature{5}. Ученые пришли к выводу, что «температура Вселенной в настоящее время составляет около 5 К».
Предположение часто приписывают самому Гамову, но это неверно. Альфер и Херман писали: «Хотя наш добрый друг и коллега Гамов сначала не поверил в значимость, пользу и научную обоснованность нашего предположения о пяти кельвинах и прошло несколько лет, прежде чем оно было принято всерьез, впоследствии он посвятил ему несколько работ»{6}. Георгий Гамов известен также как увлеченный популяризатор науки: он описал эту идею в своих книгах, что и привело к массовому заблуждению, будто он ее и придумал, «эффект апостола Матфея»[19], как его называли Альфер и Херман. В своей книге «Создание Вселенной» (1952), к примеру, Гамов пишет: «Мы считаем, что нынешняя температура равна 50 градусам Кельвина». Столь сильная неточность характерна для Гамова, но она не могла не заинтриговать образованных читателей. Удивительно, что Дикке и его коллеги до 1964 года не слышали об исследовании Альфера и Хермана, тем более что в 1940-х годах Дикке работал с микроволновым оборудованием. Если бы ему удалось прочесть работу Альфера и Хермана, то, располагая технологиями того времени (и необходимой холодной нагрузкой), он смог бы обнаружить фоновое излучение, а Альфер и Херман получили бы заслуженную славу. Еще более странно то, что и Вильсон, и Уилкинсон утверждали, что их интерес к науке в свое время был вызван книгами Гамова, однако идея фонового излучения почему-то прошла мимо их внимания{7}.
Разумеется, Гамов, Альфер и Херман были огорчены тем, что столь громкое открытие не связали с их именами: они впервые прочли о нем в передовице New York Times. Последовавшие взаимные обвинения хорошо изложены в работе Джона Мазера и Джона Бослоу, сыгравших в дальнейшем свою роль в изучении реликтового излучения, поэтому нет нужды рассказывать о них здесь{8}. Но, пожалуй, стоит упомянуть о нескольких других упущенных возможностях.
Как я уже рассказывал в книге In Search of the Big Bang («В поисках Большого взрыва»), череда несостоявшихся открытий реликтового излучения тянется в прошлое вплоть до начала 1940-х годов, когда проводились исследования спектров света звезд, проходящего через облака межзвездной материи – смеси газа и пыли. Особенности поглощения этого света, приводящие к линиям в спектре, могут дать представление о температуре этих облаков, и, проведя исследования конкретных свойств молекул циана[20], астроном Эндрю Маккеллар из Доминьонской астрофизической обсерватории в Канаде пришел к выводу, что эта температура составляет от 2 до 3 К. Этот результат был хорошо известен астрономам, но никому не пришло в голову, что температура облаков была именно такой, потому что она поддерживалась фоновым излучением, словно в очень слабой микроволновке.
Персонажи моей любимой истории о «недогадливых» ученых – Фред Хойл и Георгий Гамов. В 1956 году Хойл приехал в Ла-Хойю в Калифорнии, где в тот момент проездом находился и Гамов, который катался по округе на своем новеньком белом кадиллаке-кабриолете (очень типично для него). В этот период Гамов, главный защитник идеи Большого взрыва, утверждал, что Вселенная наполнена излучением с температурой около 5 К, а Хойл, основной агитатор за модель стационарной Вселенной, настаивал, что этого излучения не существует. Этим двоим было о чем поговорить. В статье для журнала New Scientist[21] 1981 года Хойл вспоминал:
Иногда мы с Георгием уезжали вдвоем поспорить. Помню, Георгий возил меня по округе на белом кадиллаке, толкуя о своем убеждении, что во Вселенной должно быть реликтовое излучение, а я отвечал ему, что с такой высокой температурой, как он говорит, излучения быть не может, потому что наблюдения над радикалами CH и CN, проведенные Эндрю Маккелларом, установили для подобного фона верхний предел в 3 К. То ли нас слишком разнежил комфорт кадиллака, то ли захватил спор (Георгий говорил, что температура выше 3 К, а я – что 0 К), но, так или иначе, мы упустили свой шанс. ‹…› И видимо, за грехи мои я еще раз точно так же упустил его, обсуждая с Бобом Дикке проблемы теории относительности в 1961 году, во время 20-й итальянской летней школы физики в Варенне. Я явно просто не был готов открыть реликтовое излучение{9}.
И все остальные, помимо Пензиаса и Вильсона, тоже не были к этому готовы! По сути, Гамову, которого «обскакали», некого было винить, кроме самого себя.
К 1964 году даже Хойл начал сомневаться в стационарной модели Вселенной, по крайней мере, в ее простейших принципах. Выяснилось, что внутри звезд не могло образоваться достаточно гелия, и он начал исследовать возможность его появления в другом месте. Возможно, был не один Большой взрыв, а несколько Маленьких взрывов в разных точках Вселенной? Хойл развил эту гипотезу совместно с младшим коллегой Роджером Тайлером[22]. Они совместно просчитали, что подобная последовательность событий должна была повлечь за собой массу фонового излучения; Хойл, конечно, уже знал о работе Альфера и Хермана, но пришел к аналогичному заключению другим путем. Однако даже в 1964 году он не соотнес свои выводы с наблюдениями Маккеллара. В первом варианте подготовленной к печати статьи Хойл и Тайлер предсказывали открытие космического фонового излучения, но Хойл удалил эту часть перед публикацией, хотя Тайлер, как он сам много позже признавался мне, хотел ее оставить.
Ближе всех к открытию реликтового излучения подошли (и тоже не довели дело до конца!) в СССР. Проделав в течение нескольких месяцев огромную работу, отчет о которой вышел в 1964 году, советские ученые сложили, казалось, все части головоломки, не хватило лишь одной. Яков Борисович Зельдович[23], один из колоссов советской науки, осуществил расчеты, аналогичные тем, что провел коллектив Гамова, и тоже пришел к выводу, что Вселенная должна была начаться с горячего Большого взрыва, оставившего фоновое излучение с температурой в несколько кельвинов. Он даже знал о статье Ома в «Техническом журнале Bell System», но, как мы увидим, неверно интерпретировал выводы автора. Менее известный советский астроном Юрий Смирнов оценил температуру фонового излучения как находящуюся в диапазоне между 1 и 20 К. Отталкиваясь от его расчетов, Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков[24] опубликовали статью, в которой отметили, что наилучшим образом подготовленная к обнаружению такого излучения антенна – рупорная антенна на Кроуфордском холме. Почему же советские исследователи не поняли, что Ом уже открыл это излучение? Из-за ошибки в переводе. В статье Ома утверждалось, что измеренная им температура неба составила около 3 К. Это означало, что он вычел все возможные источники радиопомех и что 3 К – это температура оставшегося фона. Однако по случайному совпадению такой же (3 К) была и температура излучения атмосферы, поправку на которую Ом тоже сделал. Советские специалисты ошибочно решили, что именно эти 3 К и остались у Ома после всех предыдущих корректировок, вычли и их и остались ни с чем. В наши дни подобные ошибки понимания легко устранились бы в процессе электронной переписки, но в начале 1960-х годов коммуникация между учеными Советского Союза и Соединенных Штатов была весьма затруднена.
Несмотря на все фальстарты и недопонимания, космическое микроволновое фоновое излучение в итоге удалось открыть. В течение последующих десятилетий его изучали все более глубоко, и некоторые плоды этих исследований будут описаны во второй части этой книги. Главное здесь то, что это излучение, обладающее температурой 2,712 К, подтверждает, что Вселенная в таком виде, в каком она нам известна сегодня, имеет конкретное начало, относящееся к конкретной временн
Часть I
Как узнать возраст звезд?
Глава 1
2,898
Предыстория: спектры и природа звезд
В 1835 году философ-позитивист Огюст Конт[25] писал: «Не существует разумного способа, которым мы могли бы когда-либо определить химический состав звезд». Он не знал тогда, что, по сути, первые шаги к этому определению уже предприняты и вскоре после его смерти, в 1857 году, процесс будет завершен.
Чтение по линиям
Эти первые шаги были сделаны в 1802 году, когда Конту было всего четыре года от роду, английским ученым и врачом Уильямом Волластоном[26]. Несмотря на частичную потерю зрения в 1800 году, этот ведущий исследователь того времени смог сделать значительный вклад в оптику. Его открытие 1802 года было сделано во время изучения радужного спектра солнечного луча, пропущенного через узкую щель и стеклянную призму (опыт Исаака Ньютона). Волластон заметил, что между цветами радуги видны темные полосы: он насчитал две в красном спектре, три в зеленом и еще две в диапазоне от голубого до фиолетового. Ученый ошибочно заключил, что это просто зазоры между цветами, и не продолжил исследование феномена. Однако его открытие заинтриговало других исследователей, в особенности немца Йозефа фон Фраунгофера[27], которому в 1810-х годах удалось добиться намного более детального спектра и обнаружить 574 отдельные темные полоски. Сегодня их известно даже больше, они получили название фраунгоферовых линий. Полоски сосредоточены на коротком отрезке спектра и напоминают штрихкод. Но откуда же они взялись?
Отчасти на этот вопрос своими опытами сумели ответить в 1850–1860-х годах немецкие ученые Роберт Бунзен и Густав Кирхгоф[28]. Имя Бунзена известно каждому, кто когда-либо изучал химию, благодаря легендарной бунзеновской горелке, хотя на самом деле придумал ее Майкл Фарадей, а доработал ассистент Бунзена Петер Десага (он использовал имя своего более известного руководителя для продвижения собственной модели устройства). Впрочем, важно, не кто был автором горелки, а что Бунзену и Кирхгофу удалось с ней сделать.
В начале 1850-х годов в Гейдельберге провели трубопровод для снабжения горючим угольным газом (метаном) домов и фабрик, а также научных лабораторий при университете. Это вдохновило Бунзена на эксперименты с пресловутой горелкой. Внутри нее кислород строго определенным образом соединяется с угольным газом, продуцируя прозрачный огонь, идеальный в использовании для «реакции в пламени», идентифицирующий вещества по окраске, которую они придают огню. Изначально Бунзен использовал для калибровки своих наблюдений цветные фильтры, но Кирхгоф решил, что точнее будет проводить анализ с помощью спектроскопа. Они совместно создали аппарат с узкой щелью для света, специальным устройством для сужения луча – коллиматором, призмой для преломления луча и получения радужного спектра, а также линзой, похожей на микроскопную, для изучения спектра. Хотя Фраунгофер тоже применял в работе призму и линзу, только здесь впервые все эти компоненты оказались объединены в один инструмент – спектроскоп.
Гейдельбергские исследователи знали, что при помещении в прозрачное пламя бунзеновой горелки разные вещества окрашивают его в разные цвета. Так, натрий делает огонь желтым, а медь – зеленым или голубым. Ученые проанализировали свет пламени с помощью спектроскопа и обнаружили, что каждый элемент при нагревании образует яркие линии на спектре с конкретными длинами волн: натрий в желтой части спектра, медь в зеленой или голубой и так далее. (Желтые линии натрия были известны и Фраунгоферу: с их помощью он проверял оптические свойства стекла и именно поэтому стал изучать солнечный спектр.) Немецкие специалисты вскоре поняли, что четкие линии на спектре образует любой нагретый предмет. Однажды вечером, находясь в своей гейдельбергской лаборатории, они сумели проанализировать свет от крупного пожара в Мангейме, вспыхнувшего на расстоянии 17 км, и обнаружили в зареве признаки наличия стронция и бария.
Спустя несколько дней Бунзен и Кирхгоф гуляли по городу вдоль реки Неккар, обсуждая эксперимент с пожаром. По легенде, Бунзен сказал Кирхгофу примерно следующее: «Если мы смогли узнать, что горело в Мангейме, то наверняка сможем узнать то же и о Солнце. Только вот люди примут нас за сумасшедших фантазеров».
Тем не менее ученые обратили свое внимание на спектр Солнца и выявили, что многие из темных линий, открытых Фраунгофером, находятся в той же части спектра, точно на тех же длинах волн, что и яркие линии, формируемые различными веществами при нагревании в лаборатории. Естественно было предположить, что эти элементы присутствуют во внешнем слое Солнца, но имеют меньшую температуру, чем более глубокие слои, так что при прохождении света изнутри наружу они забирают его часть из спектра на определенных длинах волн, вместо того чтобы добавить к нему яркие линии. Такое понимание происходящего, в частности, сформулировал Кирхгоф. В то время никто не знал, как образуются эти линии. Чтобы понять это, пришлось ждать разработки квантовой теории структуры атома в XX столетии. Но даже без этого знания уже в 1860-х годах удалось выяснить состав Солнца, а в дальнейшем применить тот же принцип для определения того, из чего состоят другие звезды. Утверждают, что, вспомнив тот разговор на берегу реки, Кирхгоф сказал: «Бунзен, так я сумасшедший!» И тот ответил: «Кирхгоф, я тоже!»{10} Открытие Кирхгофа было представлено Прусской академии наук в Берлине 27 октября 1859 года. Сегодня этот день считается началом истории астрофизики (хотя сам термин появился лишь в 1890 году).
Чтобы опровергнуть Конта, понадобилось всего три десятилетия. Хотя заключения астрономов не всегда были верны. До конца XIX века им удалось доказать наличие в спектре Солнца, а также отчасти и звезд множества элементов, существующих на Земле. После чего они естественным образом пришли к заключению, что состав Солнца близок к составу Земли. Но ученые ошиблись. Звезды намного проще по строению, и сегодня нам известно, что они (включая Солнце) состоят преимущественно из водорода и гелия, а других элементов там совсем немного. Однако в начале 1860-х годов никто еще не знал о существовании гелия. Его открытие дало начало эре солнечной – и звездной – спектроскопии.
Охота на гелий
Важнейшую роль в открытии гелия сыграл английский астроном Джозеф Локьер[29], проводивший в 1860-е годы много времени в наблюдениях за Солнцем (по основной профессии он был клерком Военного министерства в Лондоне). Локьер старался узнать обо всех новостях спектроскопии, поступавших из лаборатории Бунзена и Кирхгофа, и применить передовые приемы в своих наблюдениях. С помощью спектроскопии он доказал, что темные пятна на Солнце свидетельствуют о наличии близ поверхности светила (в солнечной короне) газа с относительно низкой температурой и поглощении им света от горячих газов в предыдущих слоях. Это выдающееся открытие было совершено 20 октября 1868 года, когда Локьер смог проанализировать свет внешних слоев Солнца новейшим спектроскопическим оборудованием.
Буквально за несколько месяцев до этого, 18 августа, внешние слои Солнца удалось спектроскопически изучить во время наблюдаемого с территории Индии затмения. Это было первое изученное затмение с момента публикации предположения Кирхгофа, что фраунгоферовы линии говорят о наличии на Солнце различных химических элементов, и наблюдал его французский астроном Пьер Жансен[30]. В момент, когда Луна перекрыла яркий свет с поверхности Солнца, он смог определить линии в спектре материи, находящейся непосредственно над поверхностью звезды, в так называемой хромосфере. Там обнаружились яркие линии, в том числе желтая полоска, длину волны которой впоследствии определили в 587,49 нанометра, очень близкая к линиям натрия. Спектральные линии были настолько яркими, что Жансен осознал возможность заметить их даже вне периода затмения. Он продолжал наблюдения до момента возвращения в Европу.
Еще не зная о результатах Жансена, 20 октября Локьер обнаружил с помощью своего спектроскопа ту же желтую линию. Уже 26 октября, всего через несколько дней, открытия Жансена и Локьера были представлены Французской академии наук. Вскоре Локьер делает еще один шаг вперед и заявляет, что эта линия, должно быть, признак ранее неизвестного элемента. Он дает ему имя «гелий» в честь греческого бога солнца Гелиоса.
Такое заявление вызвало противоречивые отклики. Многие ученые предпочитали думать, что линия порождена водородом, подвергнутым воздействию колоссальных температур и давления. Но в 1895 году физик Уильям Рамзай[31] обнаружил, что выделявшийся из урана ранее неизвестный газ дает в спектре яркую желтую линию, близкую к натриевым. Сначала он назвал этот газ криптоном, но затем его коллега Уильям Крукс[32] заметил, что линия расположена в том же самом месте, что указали Локьер и Жансен, и Рамзай понял, что неизвестный газ – это гелий. (Позже он все-таки назвал другой газ криптоном.) Таким образом, спектроскопия предсказала открытие гелия на Земле за 27 лет до этого события.
К тому времени Джозеф Локьер уже был профессиональным астрономом. В 1869 году он стал одним из основателей научного журнала Nature и руководил им в течение первого полувека его существования. В 1890 году Локьера назначили директором обсерватории физики Солнца в Южном Кенсингтоне, в этой должности ученый проработал вплоть до своей отставки в 1911 году. В 1897 году, не в последнюю очередь за открытие гелия, Локьер был пожалован рыцарским титулом.
Как показало открытие гелия, прогресс в астрономии во многом обязан открытию звездной спектроскопии, а также другим техническим разработкам. Среди них значительное место занимает фотография, которая, помимо всего прочего, сделала возможным регулярную фиксацию звездных спектров для дальнейшего изучения и сопоставления с другими спектрами. Но прежде чем рассказать об этом, имеет смысл на время перескочить в 1920-е, к новому шагу, сделанному в сторону понимания состава звезд.
Вводные к водороду
Этот новый шаг был сделан ученым, родившимся на стыке веков, в 1900 году. И это была женщина, а в то время представительницы слабого пола редко становились выдающимися учеными.
Сесилия Пейн[33] получила стипендию на обучение в кембриджском Ньюнем-колледже (единственный путь получения университетского образования) в 1919 году. Она изучала ботанику, физику и химию, но случайно посетила лекцию Артура Эддингтона[34] об африканской экспедиции по изучению солнечного затмения, во время которой он «доказал правоту Эйнштейна», измерив отклонение Солнцем света далеких звезд. Лекция разожгла в Сесилии интерес к астрономии, и она посетила день открытых дверей университетской обсерватории. Количество задаваемых ею вопросов заставило Эддингтона заинтересоваться студенткой и предложить ей посещать обсерваторскую библиотеку. Там девушка зачитывалась журналами по астрономии со статьями о последних открытиях.
Завершив обучение (до 1948 года Кембридж не выдавал женщинам дипломы, поэтому, выпустившись, Сесилия не могла получить ученую степень), Пейн начала поиски места, где она могла бы продолжить изучение астрономии. Построить исследовательскую карьеру в Великобритании было невозможно: женщины-ученые в то время могли занимать лишь преподавательские должности. Эддингтон познакомил ее с Харлоу Шепли[35] из Гарварда, который предложил выпускнице поступить в докторантуру (несмотря на формальное отсутствие диплома), и в 1923 году Сесилия уехала в Штаты. Всего два года спустя она защитила блистательно выполненную докторскую и стала первой женщиной, получившей степень в колледже Рэдклифф (за работу, проведенную в обсерватории гарвардского колледжа). В диссертации доказывалось, что Солнце преимущественно состоит из водорода. Однако в духе того времени эта идея не считалась заслуживающей доверия до тех пор, пока два астронома мужского пола не пришли к тому же выводу во время независимых экспериментов.
При изучении солнечного спектра Сесилия Пейн использовала недавнее открытие индийского физика Мегнада Сахи[36]: усложнение рисунка линий в звездном спектре (или фраунгоферовых линий Солнца) происходит в том числе в результате воздействия на разные части атмосферы звезды разных физических условий. К 1920-м годам физики уже знали то, что не могли знать Бунзен и Кирхгоф: атомы состоят из ядер, вокруг которых на некотором расстоянии вращаются электроны. Темные линии в спектре возникают тогда, когда электрон поглощает свет на определенной длине волн и переходит внутри атома на более высокий энергетический уровень. Яркие линии возникают, когда электрон переходит на более низкий энергетический уровень и испускает излучение (сегодня мы бы сказали, фотоны). Атом, потерявший один или несколько электронов, называется ионом. Спектры ионов, соответственно, отличны (и это отличие можно измерить) от спектров исходных атомов. Пейн измерила линии поглощения звездных спектров и продемонстрировала, как температура (преимущественно) и давление в атмосфере звезды влияют на ионизацию ее атомов. Именно она усложняет рисунок линий: неионизированные атомы давали бы более простой рисунок. Спектры разных звезд отличаются друг от друга не вследствие разного состава, а из-за различного уровня ионизации их атмосфер.
Выдающееся достижение Сесилии Пейн состоит в том, что она сумела распутать сложнейшие сочетания сотен фраунгоферовых линий и выяснила, какое соотношение разных элементов на разных стадиях ионизации необходимо для объяснения наблюдений. Получить некоторое представление о сложности поставленной ею задачи можно хотя бы из того, что астроном Отто Струве[37] позднее назвал ее работу «самой блестящей из всех, когда-либо написанных по астрономии». Сесилия выяснила пропорции восемнадцати элементов в составе Солнца и звезд и обнаружила, что везде они почти идентичны. Однако самой большой неожиданностью стало то, что, согласно ее выводам, Солнце и звезды почти полностью состоят из водорода и гелия. Если она права, все остальные элементы вместе взятые составляют всего 2 % не только ближайшей к нам звезды, но и всех прочих. Б
Изменению стереотипов способствовало независимое подтверждение результатов Пейн другими астрофизиками. В 1928 году немецкий астроном Альбрехт Унзольд[39] провел детальный спектроскопический анализ солнечного света и обнаружил, что сила водородных линий указывает на наличие в составе Солнца примерно миллиона атомов водорода на один атом любого другого элемента. Год спустя ирландский астроном Уильям Маккри[40] подтвердил эти результаты с помощью другого спектроскопического приема[41]. О чем говорят эти исследования? Прежде всего о том, что, хотя Сесилия Пейн и была выдающимся исследователем, которому принадлежит заслуга первооткрывателя, это открытие должно было свершиться, потому что пришло его время. Техническое развитие в 1920-е годы делало его почти неизбежным. В 1929 году, осуществив подобный анализ с использованием другого подхода, Расселл сам опубликовал статью, в которой согласился с результатами Пейн и отдал должное ее заслугам. К несчастью, из-за высокого авторитета Расселла в астрономической среде какое-то время многие ученые считали автором открытия именно его (им следовало бы лучше разбираться в науке или хотя бы внимательнее читать его статью).
Пейн сделала выдающуюся карьеру астронома. В 1934 году она вышла замуж за астрофизика, русского эмигранта Сергея Гапошкина, и осталась в истории как Сесилия Пейн-Гапошкина. Она проработала в Гарварде всю жизнь, несмотря на свой небольшой «женский» заработок и низкий статус. В течение многих лет ее официальная должность именовалась «технический ассистент», несмотря на передовые исследования и преподавательскую деятельность, присущую профессору. Только в 1956 году она стала первой женщиной в Гарварде, получившей статус штатного профессора. Впрочем, как и большинство ученых, Сесилия не гналась за статусом или доходом. В 1976 году, за три года до ее кончины, Американское астрономическое общество присудило ей престижную премию имени посрамленного ею Генри Расселла. В своей речи на церемонии вручения она сказала, явно намекая на свою диссертацию о звездном спектре: «Главная награда для молодого ученого – это восторг, который испытываешь, понимая, что ты первым в мировой истории увидел или понял что-то». Да, даже если другие говорят, что это «совершенно невозможно».
Но и в конце 1920-х годов астрофизикам еще только предстояло понять всю значимость того факта, что атмосфера Солнца исключительно богата водородом. Пройдет еще почти два десятка лет, прежде чем они узнают, что и внутри звезд, в частности Солнца, тоже в основном находится водород (и отчасти гелий, но более тяжелых элементов там почти нет). Ученые долго пребывали в заблуждении относительно состава звезд, отчасти из-за неудачного совпадения, связанного с попыткой определить их температуру, о чем я расскажу далее.
Сколько градусов на Солнце?
Для нашего понимания природы звезд особенно важны два показателя температуры: на поверхности и в центре Солнца. Дальше с ними можно будет соотнести ряд известных нам физических данных.
Еще нам нужно знать расстояние от Земли до Солнца. Согласно открытым в XVII веке Иоганном Кеплером законам движения планет, расстояние от Солнца до Венеры составляет 72 % расстояния от Солнца до Земли. Но как определить реальное расстояние? К счастью, изредка (в последний раз это случилось в 2012 году) с Земли можно наблюдать Венеру, проходящую непосредственно через диск Солнца. Такие прохождения, или транзиты, в сочетании с законами Кеплера позволили вычислить расстояние от Земли до Солнца с помощью параллакса[42]. Если прохождение наблюдается из двух значительно разнесенных точек на поверхности Земли, то момент пересечения Венерой края солнечного диска наступит для наблюдателей в разные моменты, поскольку они смотрят из разных углов. Зная их положение, с помощью геометрических расчетов несложно выяснить, что от нас до Солнца немногим менее 150 млн км. Из его видимого размера можно заключить, что диаметр Солнца примерно в 108 раз больше диаметра Земли.
Мы также можем узнать массу Солнца. Количество материи звезды определяет силу ее притяжения, именно оно удерживает на орбитах вокруг Солнца планеты, включая Землю. Наша планета облетает Солнце за один год и находится от него на расстоянии 150 млн км, отсюда можно рассчитать скорость ее движения. Сила, необходимая для удержания планеты на орбите, известна из основ физики, и ее принципы едины, неважно, удерживаются небесные тела с помощью гравитации или, скажем, с помощью натянутой между ними веревочки. Зная эту силу, мы можем применить ньютоновский закон всемирного тяготения и высчитать, что масса Солнца примерно в 332 940 раз больше массы Земли[43]. Поскольку объем Солнца (пропорциональный кубу его радиуса) в миллион с небольшим раз больше объема Земли, средняя плотность Солнца оказывается примерно в три раза меньше плотности Земли и всего в полтора раза больше, чем у воды. Впрочем, как мы увидим, это среднее значение мало о чем нам может сказать.
Поделиться книгой: