Почему небо темное. Как устроена Вселенная: читать начало книги онлайн

Расширение Вселенной — это, наверное, самое грандиозное из известных человечеству явлений. Непросто представить себе, что огромные галактики и их колоссальные скопления на протяжении многих миллиардов лет стремительно разлетаются друг от друга, будто гонимые неведомой силой. Еще менее просто принять очевидные следствия такого разлета. Но расскажем обо всем по порядку.

Открытие расширения Вселенной, как и многие другие великие достижения человечества, не было совершено одним человеком и, тем более, не было сделано в результате внезапного озарения. Любому открытию, как правило, предшествует длительная подготовительная работа — часто очень утомительная и не слишком интересная. Наивные анекдоты — например, про Архимеда и ванну, про яблоко Ньютона, про явившуюся Менделееву во сне периодическую систему — отражают лишь завершающий этап открытия, когда исследователю вдруг становится ясно то, над чем он очень долго размышлял.

Расширение Вселенной было открыто и, что не менее важно, правильно интерпретировано как реальное расширение, не сразу и было сделано не в одиночку. Ключевые имена в этой истории — это, конечно, А. А. Фридман (рис. 17) и уже знакомый нам Эдвин Хаббл, однако очень большой вклад был внесен и целым рядом других исследователей. Обнаружение расширения Вселенной неоднократно подробно описывалось и поэтому я остановлюсь лишь на важнейших этапах этой истории.

Рис. 17. Александр Александрович Фридман (1888–1925)

1912 год: Американский астроном Весто Слайфер начинает спектральные наблюдения туманности Андромеды на 24-дюймовом рефракторе Ловелловской обсерватории. К концу года он накопил несколько фотографических пластинок, полученных с многочасовыми экспозициями, и смог оценить систематическое смещение спектральных линий в спектре туманности по сравнению со спектром сравнения (в качестве стандарта лучевых скоростей использовался Сатурн). Результат оказался неожиданным — если интерпретировать смещение спектральных линий как следствие эффекта Доплера, то «мы можем заключить, что туманность Андромеды приближается к Солнечной системе со скоростью около 300 км/с». В конце своей заметки, опубликованной в 1913 году, Слайфер пишет: «расширение работы на другие объекты обещает результаты фундаментальной важности, но слабость спектров делает работу тяжелой, а накопление результатов — медленным».

Это, действительно, было очень непросто. Прежде, чем были получены первые результаты, Слайфер в течение нескольких лет экспериментировал со спектрографом и с фотоэмульсиями, пытаясь повысить эффективность наблюдений слабых объектов. Кроме того, наблюдения приходилось проводить с многочасовыми экспозициями, которые иногда растягивались на несколько ночей — на день пластинка плотно закрывалась в спектрографе, а следующей ночью наблюдения галактики возобновлялись. Дополнительную сложность придавало то, что телескоп, который использовал Слайфер, не был снабжен точной системой ведения, позволяющей автоматически удерживать в центре поля зрения объект, непрерывно меняющий свое положение из-за суточного вращения небесной сферы. Это означало, что длительные наблюдения на нем превращались почти в пытку — астроном ни на минуту не мог отвлечься от процесса наблюдений, так как ему все время приходилось вручную подправлять положение телескопа. (На вопрос, как он выдерживал столь утомительные наблюдения, Слайфер в шутку отвечал, что он «прислонялся к телескопу».)

Ученик Хаббла Алан Сендидж позднее охарактеризует подобные наблюдения так: «Наблюдения у телескопа, даже в наилучших условиях, утомительны. В худшем случае может быть холодно и тоскливо[11]…»

1915 год: Весто Слайфер публикует оценки лучевых скоростей для 15 туманностей. За исключением Андромеды и ее спутника, все остальные объекты демонстрируют смещение линий в красную область спектра, означающее их удаление от нас с типичными скоростями, достигающими нескольких сотен км/с. Максимальная измеренная скорость составляет +1100 км/с у NGC 4594.

В ноябре этого же года Альберт Эйнштейн завершает создание общей теории относительности (ОТО), ставшей основой релятивистской космологии.

1916 год: Джордж Паддок из Ликской обсерватории публикует анализ лучевых скоростей туманностей по данным Слайфера. В своем анализе он учел возможность того, что вся система известных туманностей удаляется, причем не только от нас, но и друг от друга. Для этого он впервые ввел в рассмотрение «К-член» — систематическую добавку к скорости, положительное значение которой означает расширение системы туманностей. (Сейчас «К- член» знаком нам под названием «красное смещение».) Формальное решение, найденное Паддоком, свидетельствовало о реальности такого расширения.

1917 год: Весто Слайфер довел число спиральных туманностей с измеренной скоростью до 25. В своей статье он отмечает, что средняя скорость туманностей составляет 570 км/с, что примерно в 30 раз превышает среднюю скорость движения звезд. Большие положительные скорости «подразумевают, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с». Далее он пишет: «Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, однако их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют тенденцию к образованию скоплений».

В этом же году Альберт Эйнштейн публикует первую космологическую модель, основанную на ОТО. Модель Эйнштейна — это пространственно-замкнутая, однородная и изотропная статическая Вселенная. Предположение об однородности и изотропности (сейчас оно называется космологическим принципом ) было введено из соображений простоты, так как оно сильно упрощает решение уравнений. Статичность же модели тоже казалась вполне естественной: «Самое важное из всего, что нам известно из опыта о распределении материи, заключается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света. Поэтому я полагаю, что на первых порах в основу наших рассуждений можно положить следующее приближенное допущение: имеется координатная система, относительно которой материю можно рассматривать находящейся в течение продолжительного времени в покое». (Замечательные слова! Эйнштейн использует максимально осторожные формулировки — «на первых порах» и «приближенное допущение», — формально допуская возможность, как бы она ему и ни была неприятна, и нестационарных решений.) Напомню также, что в 1917 году истинная природа «туманностей» еще не была надежно установлена, и Вселенная считалась состоящей из звезд.

Пытаясь создать стационарную модель Вселенной, Эйнштейн столкнулся с тем, что ему необходимо чуть модифицировать свои уравнения поля, введя в них неизвестную фундаментальную константу Λ (ее также называют космологической постоянной). Если Λ>0, то учет соответствующего члена в уравнениях эквивалентен некоторому отталкиванию, противодействующему гравитационному притяжению обычного вещества. Вспомним «непрерывное чудо» («а continual miracle»), которое потребовалось Ньютону, чтобы предотвратить гравитационный коллапс его Вселенной (см. предыдущую главу). С поправкой на более чем двухсотлетнее развитие науки Λ-член Эйнштейна играет роль ньютоновского «чуда»!

Вскоре после публикации работы Эйнштейна, в том же 1917 году, голландский астроном Биллем де Ситтер (рис. 18) нашел решение обобщенных, то есть содержащих Λ-член, уравнений Эйнштейна для пустой (плотность обычного вещества ρ = 0) Вселенной. Вселенная де Ситтера — это пустой, искривленный, замкнутый мир, равномерно заполненный гипотетической антигравитирующей средой, ответственной за Λ-член Эйнштейна. В этом странном мире де Ситтер обнаружил интересный эффект — Вселенная в целом остается статической, однако «частота колебаний света уменьшается с удалением от начала координат. Линии в спектрах очень далеких звезд и туманностей должны, следовательно, быть систематически смещены в красную область, приводя к росту кажущейся положительной радиальной скорости». Здесь речь идет именно о «кажущейся» скорости — красное смещение будет присутствовать в спектрах даже покоящихся относительно наблюдателя объектов, причем величина этого смещения будет пропорциональна квадрату расстояния.

Де Ситтер попытался сравнить это предсказание с наблюдениями, однако ему были доступны измерения лучевых скоростей только для трех туманностей, наблюдавшихся более чем одним наблюдателем. (Одиночным измерениям де Ситтер, видимо, не доверял.) Де Ситтер заключил, что скорости спиральных туманностей, действительно, велики по сравнению со скоростями ближайших звезд, однако «этот результат, найденный только по трем туманностям, практически не имеет ценности». Затем он формулирует, как мы сейчас сказали бы, космологический тест — будущие наблюдения лучевых скоростей спиральных туманностей должны показать, наблюдаются или нет у них большие положительные скорости, и тем самым дать аргументы в пользу модели Эйнштейна или де Ситтера.

Рис. 18. Слева — Биллем де Ситтер (1872–1934) у телескопа, справа — Жорж Леметр (1894–1966) и Альберт Эйнштейн (1879–1955)

Таким образом, в 1917 году были созданы две модели Вселенной. Обе модели были однородными и изотропными, статическими и обе содержали Λ-член. Модель Эйнштейна была заполнена веществом, но излучение от далеких объектов не было смещено в красную область спектра. Модель де Ситтера была пустой, но излучение (предположим, что оно там откуда-то взялось) должно было демонстрировать красное смещение. Однако реальная Вселенная содержит и вещество, и красное смещение в спектрах объектов!

1918 год: Немецкий астроном Карл Вирц повторяет анализ Джорджа Паддока и приходит к заключению, что «система спиральных туманностей по отношению к нынешнему положению Солнечной системы, как центра, движется прочь со скоростью примерно 656 км/с». Иногда можно встретить утверждения, что Вирц не знал о работе Паддока, однако это не так, поскольку список туманностей с измеренными скоростями взят Вирцом именно из работы Паддока (в статье Вирца есть прямая ссылка на соответствующую страницу в статье Паддока). В дальнейшем, как это иногда бывает в науке, о вкладе Паддока забыли и введение «K-члена» стали считать заслугой Вирца.

1919 год: 29 мая состоялось солнечное затмение, во время которого две группы английских исследователей, работавших в Бразилии и на острове Принсипи рядом с западным побережьем Африки, измерили угловое отклонение лучей света звезд Солнцем. Величина отклонения в пределах ошибок оказалась близка к предсказанию ОТО. С этого времени ОТО становится общепризнанной теорией гравитации и основой для построения моделей Вселенной.

Выходит статья Харлоу и Марты Шепли, в которой изучаются характеристики шаровых звездных скоплений и спиральных туманностей. Один из выводов статьи — спиральные туманности в целом двигаются от Солнца и от плоскости Галактики. И даже более — скорость туманностей зависит от их видимой звездной величины, что может свидетельствовать о существовании зависимости скорости туманности от расстояния.

1922 год: Карл Вирц анализирует по возросшим данным Слайфера лучевые скорости 29 спиральных туманностей. По-видимому, именно в этой его работе впервые появляется термин «красное смещение» («Rotverschiebung» по-немецки), ставший впоследствии общепринятым[12].

Вирц подтверждает свои предыдущие результаты, а также результаты Паддока и супругов Шепли, о разлете системы туманностей.

1922, 1924 годы: Александр Александрович Фридман публикует две статьи, в которых он показывает, что уравнения ОТО допускают решения, отвечающие однородному пространству, в котором все расстояния изменяются со временем. Фридман решил уравнения в общем виде, то есть с ρ > 0 и Λ-членом, однако вывод о существовании таких решений справедлив и для Λ = 0. Как написал Эйнштейн в 1923 году в заметке, посвященной результатам Фридмана, «оказывается, что уравнения поля допускают, наряду со статическими, также и динамические (т. е. переменные относительно времени) центрально-симметричные решения для структуры пространства». (Появление заметки связано с тем, что сначала Эйнштейн публично не согласился с этими результатами, а затем, убедившись в своей ошибке, так же публично признал их справедливость. Очень редкий случай в истории науки!) Упоминавшиеся ранее модели Эйнштейна и де Ситтера оказались лишь частными случаями решений Фридмана.

Смысл найденного Фридманом решения состоял в том, что наша Вселенная просто не может быть статической — она должна либо расширяться, либо сжиматься. (Как показали позднейшие исследования, статическая Вселенная Эйнштейна, в которой гравитация точно уравновешивается создаваемым Λ-членом «антитяготением», неустойчива — малейшее отклонение от этого равновесия приведет к тому, что Вселенная начнет сжиматься под действием гравитации или расширяться под влиянием Λ-члена.) В каком конкретно состоянии находится Вселенная, должны были показать наблюдения: «Данные, которыми мы располагаем, совершенно недостаточны для каких-либо численных подсчетов и для решения вопроса о том, каким миром является наша Вселенная…». По воспоминаниям Д. Д. Иваненко, в 1924 году Фридман обсуждал измеренные Слайфером большие лучевые скорости спиральных туманностей на семинаре в Петроградском университете. Он полагал, что эти наблюдения могут быть прямым наблюдательным свидетельством в пользу теории расширяющейся Вселенной, однако исследовать этот вопрос он просто не успел.

Α. Α. Фридман не был астрономом или космологом. Чаще всего его называют математиком, геофизиком или метеорологом, поскольку он получил важные результаты во всех этих науках. В 1910 году он закончил математическое отделение физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета и был оставлен в университете «для подготовления к профессорскому званию». Во время Первой мировой он, как и Хаббл, добровольцем поступил в армию, служил в авиационных частях, заведовал Центральной аэронавигационной и аэрологической службой фронта в Киеве. После войны Фридман сначала оказался в Москве, а в 1918 году стал профессором кафедры механики Пермского университета. В 1920 году он, наконец, возвращается в Петроград, начинает преподавать в ряде учебных заведений, включая университет и Политехнический институт. В 1925 году он стал директором Главной геофизической обсерватории. Летом 1925 года А. А. Фридман и П. Ф. Федосеенко с научными целями поднялись на аэростате на высоту 7400 м, поставив тем самым рекорд России.

Даже этот очень неполный и краткий набросок основных этапов жизни и деятельности А. А. Фридмана наглядно иллюстрирует его удивительную разносторонность и активность. Как ученый и как организатор науки А. А. Фридман мог бы сделать еще очень многое, однако 16 сентября 1925 он безвременно (ему было всего 37 лет!) скончался от брюшного тифа.

Почти вся жизнь А. А. Фридмана уместилась в записанных сплошным текстом строчках стихотворения Леонида Мартынова:

1923 год: Немецкий математик Генрих Вейль отметил, что, если в модель пустой Вселенной де Ситтера добавить немного вещества, то взаимным тяготением объектов можно пренебречь, а «отталкивающее» влияние Λ-члена должно привести к разлету объектов. Для малых взаимных расстояний скорость разлета оказалась пропорциональной расстоянию между объектами. К аналогичному выводу в этом же году пришел и знаменитый английский физик и астроном Артур Эддингтон.

[11] Цитируется по книге Ю. Н. Ефремова «Вглубь Вселенной».

[12] Красное смещение, обычно обозначаемое буквой z, — это относительное смещение линий в спектре небесного объекта: z = (λ — λ0)/λ0, где λ — наблюдаемая длина волны линии в спектре космического объекта, а λ0 — длина волны той же линии в спектре неподвижного лабораторного источника. При интерпретации z как следствия движения источника, то есть результата эффекта Доплера, скорость движения объекта находится просто как ν = с×z (при ν << с ), где с — скорость света.