13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего - Джон Гриббин

Космология Эйнштейна – де Ситтера привлекательна еще и потому, что предлагает простой способ рассчитать возраст Вселенной с опорой на постоянную Хаббла (Н). Если Вселенная расширяется с постоянной скоростью начиная со времени Большого взрыва, то ее возраст (время, прошедшее после взрыва) равен единице, деленной на Н: и километры, и мегапарсеки – единицы расстояния, и при делении мы получаем секунды, а из них годы. Получившийся «возраст» известен как время Хаббла. Но расширение Вселенной с момента Большого взрыва замедлилось, поэтому значение Н за это время уменьшилось. Постоянная Хаббла постоянна в том смысле, что она одна и та же для любой точки Вселенной в определенный момент (одну и ту же космическую эпоху), но не во времени вообще. Поэтому иногда астрономы называют ее не постоянной, а параметром Хаббла или говорят, что постоянная Хаббла есть значение параметра Хаббла для конкретной эпохи. Поскольку в прошлом Вселенная расширялась быстрее, то для достижения ею нынешнего состояния понадобился меньший период, чем время Хаббла. Но насколько он был меньше? Здесь нам как раз пригодится простота модели Эйнштейна – де Ситтера.

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 Н в 500 км в секунду на Мпк, что находится в явном противоречии с уже известным в 1930-е годы возрастом Земли (и в несколько менее явном противоречии с возрастом звезд).

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:

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].