Математика космоса. Как современная наука расшифровывает Вселенную - Йен Стюарт

Этот сценарий и есть знаменитый Большой взрыв — такое название, с некоторым оттенком сарказма, пустил в оборот Фред Хойл. Он был убежденным сторонником самой популярной на тот момент теории — теории стационарной Вселенной, название которой говорит само за себя. Однако, невзирая на название, это вовсе не была Вселенная, в которой ничего не происходит. Дело просто в том, что ничто из происходящего в ней не вызывало каких-то фундаментальных перемен. Хойл считал, что Вселенная постепенно расширяется, приобретая новые объемы пространства, по мере того как новые частицы потихоньку появляются из ничего в пустотах между галактиками.

Надо сказать, что Большой взрыв космологи не просто извлекли из воздуха. Хаббл выявил из астрономических наблюдений простую математическую закономерность, благодаря которой подобное начало Вселенной стало казаться почти неизбежным. Это открытие стало неожиданным побочным результатом его работы по измерению расстояний до галактик, но идея восходит еще к Леметру и была высказана на несколько лет раньше. В начале XX века в космологии преобладали очень простые взгляды. Наша Галактика содержит все вещество во Вселенной; вне ее царит бесконечная пустота. Галактика не коллапсирует под собственным весом, потому что вращается, в результате чего вся конструкция стабильна. Когда Эйнштейн в 1915 году опубликовал общую теорию относительности, он быстро понял, что такая модель Вселенной не может быть стабильной. Под действием гравитации стационарная Вселенная непременно сколлапсирует, независимо от того, вращается она или нет. В его расчетах фигурировала сферически симметричная Вселенная, но интуитивно было понятно, что та же проблема ожидает любую стационарную релятивистскую Вселенную.

Эйнштейн искал выход и в 1917 году опубликовал новые результаты. Он добавил в свои уравнения поля дополнительный математический член — метрику, умноженную на постоянную Λ (заглавная греческая буква «лямбда»), позже получившую название космологической постоянной. Это слагаемое заставляет метрику расширяться, и при тщательной подгонке постоянной Λ это расширение в точности компенсирует гравитационный коллапс.

В 1927 году Леметр начал реализацию амбициозного проекта: определить при помощи уравнений Эйнштейна геометрию всей Вселенной. Воспользовавшись все тем же упрощающим предположением, что пространство-время сферически симметрично, он вывел явную формулу для этой гипотетической пространственно-временной геометрии. Разобравшись в смысле полученной формулы, Леметр обнаружил, что она предсказывает нечто весьма примечательное.

Вселенная расширяется[81].

В 1927 году по умолчанию считалось, что Вселенная всегда существовала примерно в нынешнем ее виде. Она просто была, она ничего не делала. В точности как стационарная Вселенная Эйнштейна. Но теперь Леметр утверждал на основании физической теории, которую многие по-прежнему считали несколько умозрительной, что она растет. Более того, она растет с постоянной скоростью: ее диаметр увеличивается пропорционально прошедшему времени. Леметр попытался оценить скорость расширения по данным астрономических наблюдений, но в то время эти данные были слишком рудиментарными, чтобы выглядеть убедительно.

Принять концепцию расширяющейся Вселенной, если прежде ты считал Вселенную вечной и неизменной, было непросто. Оказывается, что всего, что есть во Вселенной, должно каким-то загадочным образом становиться все больше и больше. Но откуда это все должно браться? Такой взгляд казался бессмысленным. Он показался бессмысленным даже Эйнштейну, который, если верить Леметру, сказал примерно следующее: «Ваши расчеты верны, но ваша физика отвратительна». Возможно, на реакции Эйнштейна отрицательно сказалось также то, что Леметр назвал свою теорию «Космическое яйцо, взорвавшееся в момент творения», тем более что сам он был священником и иезуитом. Вообще вся история слегка отдавала Библией. Однако Эйнштейн не отверг теорию Леметра с порога, а предложил тому рассмотреть более общие варианты расширяющегося пространства-времени, не прибегая заранее к сильному постулату сферической симметрии.

* * *

Уже через несколько лет появились данные, подтвердившие гипотезу Леметра. В главе 11 мы видели, как расчетчица Хаббла Ливитт при составлении каталога блеска тысяч звезд заметила математическую закономерность на одном конкретном типе переменных звезд, известных как цефеиды. Оказалось, что собственный блеск, или светимость, таких звезд связан определенными математическими закономерностями с периодом изменения блеска. Это позволяет астрономам использовать цефеиды как эталонные источники света — ведь для такой звезды видимый блеск всегда можно сравнить с истинным блеском и определить таким образом расстояние до нее.

Поначалу применение этого метода ограничивалось лишь звездами нашей Галактики, поскольку телескопы тогда еще не умели различать отдельные звезды в других галактиках, а тем более выделять их спектры, по которым можно определить, не является ли данная звезда цефеидой. Но телескопы совершенствовались, и Хаббл поставил себе серьезную задачу: определить, насколько далеки от нас галактики. Как описывалось в главе 12, в 1924 году он воспользовался полученным Ливитт соотношением расстояние — блеск, чтобы оценить расстояние до Галактики Андромеды M31. Его ответ был 1 млн световых лет; современная оценка составляет 2,5 млн.

Ливитт удалось совершить небольшой шаг для женщины, но огромный скачок вверх по лестнице космических расстояний. Понимание закономерностей переменных звезд помогло связать геометрический метод параллакса с наблюдениями видимого блеска звезд. Теперь Хабблу предстояло сделать еще один скачок и открыть тем самым возможность определения любых космологических расстояний, какими бы большими они ни были.

Эта возможность появилась из неожиданного открытия Весто Слайфера и Мильтона Хьюмасона: спектры многих галактик оказались сдвинуты к красному концу спектрального диапазона. Похоже было, что сдвиг этот вызван эффектом Доплера, и тогда получалось, что эти галактики должны двигаться прочь от нас. Хаббл взял 46 галактик, в которых имелись известные цефеиды, а значит, можно было достоверно судить о расстоянии до них, и нанес полученные результаты на график в координатах расстояние — красное смещение. На графике получилась прямая линия, и это означало, что галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них. В 1929 году он опубликовал это соотношение в виде формулы, которую мы теперь называем законом Хаббла. Коэффициент пропорциональности — постоянная Хаббла — составляет около 70 километров в секунду на мегапарсек. Первая оценка Хаббла была в семь раз больше.

На самом деле шведский астроном Кнут Лундмарк высказал ту же идею в 1924 году, за пять лет до Хаббла. Для оценки расстояний до галактик он воспользовался их видимыми размерами, и его оценка «постоянной Хаббла» была куда более точной — от современной она отличалась меньше чем на 1 %. Однако работа Лундмарка не привлекла к себе внимания астрономического сообщества, поскольку его методы не были проверены при помощи независимых измерений.