Текст книги "Почему небо темное. Как устроена Вселенная"

Автор книги: Владимир Решетников

сообщить о нарушении

Текущая страница: 4 (всего у книги 10 страниц) [доступный отрывок для чтения: 4 страниц]

Знали ли создатели современной космологии (им посвящена следующая глава) об «Эврике»? Даже если бы они и были знакомы с ее содержанием, заметного влияния на их работу она оказать не могла. «Эврика» – это не научная статья или монография (хотя список ученых, на работы которых По ссылается, впечатляет – Бессель, Гершель, Гумбольдт, Кеплер, Лагранж, Лаплас, Медлер, Ньютон, Росс, Струве и многие другие), а вольные размышления Эдгара По о строении Вселенной, в которые, наряду с известными или даже неправильными представлениями, вкраплены удивительные, но практически ни на чем не основанные догадки. Автор одной из самых известных и авторитетных биографий Эдгара По – Артур Куинн – в 1940 году обратился к Артуру Эддингтону с просьбой высказать свое мнение об «Эврике». Ознакомившись с «поэмой в прозе», Эддингтон оценил ее достаточно высоко, написав, что «Эврика» – это творение человека, пытавшегося согласовать науку своего времени с более философскими и духовными стремлениями разума. Он отметил также, что По, по-видимому, имел ум математика и что «соответствие между некоторыми его идеями и современными взглядами является интересным». Сохранилось и короткое замечание Эйнштейна, который в одном из своих писем в 1934 году упомянул, что «Эврика» – это «очень красивое достижение удивительно независимого ума».

Заканчивая рассказ об Эдгаре По, хочу привести цитату из еще одного представителя литературы, в шутливой форме решившего фотометрический парадокс. Стивен Ликок (1869–1944) – известнейший канадский писатель-юморист и по совместительству профессор, специалист в области политической экономии – в веселых «Очерках обо всем» (1926 год) написал: «Мир, или Вселенная, где мы устраиваем свои дела, состоит из бесчисленного количества – может быть, сотни биллионов, а, впрочем, может быть, и нет – сверкающих звезд, звездочек, комет, темных планет, астероидов, метеоров, метеоритов и пылевых облаков, вращающихся по огромным орбитам во всевозможных направлениях, со всевозможными скоростями… Свет, излучаемый этими звездами, преодолевает такие огромные расстояния, что в основном он до нас еще не дошел».

Эти слова дают решение парадокса, вполне созвучное мыслям Эдгара По, а также с подходом Медлера и Томсона, о которых сейчас пойдет речь.

1.7. Медлер и лорд Кельвин

О, эти бездны, влекущие нас ввысь!

Станислав Ежи Лец

Иоганн Генрих Медлер и Уильям Томсон (лорд Кельвин) были первыми профессиональными учеными, предложившими корректное решение фотометрического парадокса.

Немецкий астроном Иоганн Медлер вырос в Берлине. В 19 лет он потерял обоих родителей и был вынужден взять на себя заботу о трех младших сестрах. Медлер стал преподавать в семинарии, давать частные уроки и одновременно посещать занятия в Берлинском университете. В 1824 году он начал читать лекции по астрономии и по математике богатому банкиру Вильгельму Беру, встреча с которым изменила всю жизнь Иоганна. Медлер убедил банкира построить небольшую частную обсерваторию, на которой они с Бером, начиная с 1830 года, стали активно работать. Основным результатом совместной работы Медлера и Бера стала первая подробная карта Луны «Марра selenographica» (1834 год) и подробный текст к ней (1837 год). Эта работа сделала имя Медлера известным и с 1836 года он становится сотрудником Берлинской обсерватории. В 1840 году, после ухода Василия Струве в Пулковскую обсерваторию, освободилось место директора обсерватории в Дерпте (Тарту, Эстония). Медлер занял этот пост, а также стал профессором Дерптского университета. В 1866 году из-за болезни глаз, сделавшей невозможным проведение наблюдений, Медлер ушел в отставку и вернулся в Германию.

Основные научные результаты Иоганна Медлера связаны с исследованием и картографированием поверхностей Луны и Марса, изучением двойных звезд, собственных движений звезд. Известен предложенный Медлером проект календаря, более точного, чем григорианский (в этом календаре на каждые 128 лет приходится не 32 високосных года, а 31).

Рис. 13. Иоганн Генрих Медлер (1794–1874) и Уильям Томсон (лорд Кельвин) (1824–1907)

Иоганн Медлер был также очень известным историком и популяризатором астрономии. Его книга «Популярная астрономия», опубликованная в 1841 году и выдержавшая шесть прижизненный изданий, стала знаменитой, ее читали по всему миру. Упоминается в этой книге и фотометрический парадокс, причем разные издания отражают изменение взгляда Медлера на эту проблему. В первых четырех изданиях парадокс обсуждается в терминах поглощения света от далеких звезд. В пятом издании (1861 год) Медлер пишет, что в бесконечной Вселенной, заполненной бесчисленным количеством звезд, все небо должно сиять как Солнце. Этого нет и, следовательно, должно быть расстояние, начиная с которого свет звезд до нас не доходит. Далее, ссылаясь на Ольберса, он упоминает поглощение света, как возможный механизм такой блокировки излучения. Затем следуют слова: «Действительно, такое расстояние существует, но причина совсем в другом. Скорость света конечна; конечное время прошло от начала Творения до наших дней и мы, следовательно, можем наблюдать небесные тела только до расстояния, которое свет прошел в течение этого конечного времени… Вместо того, чтобы говорить, что свет с этих расстояний не дошел до нас, надо говорить, что он еще не дошел до нас».

Приведенные слова Медлера дают четкое решение фотометрического парадокса: Вселенная конечна во времени (но может быть пространственно-бесконечной), скорость света также конечна и, следовательно, начиная с определенного расстояния, равного произведению возраста Вселенной на скорость света, свет более далеких звезд до нас еще не дошел и поэтому ночное небо остается темным.

В XIX веке решение Медлера не привлекло особого внимания. Единственным известным человеком, заметившим его, был Фридрих Энгельс. В своей «Диалектике природы» (1873–82, 1885–86 годы) он написал о приведенных выше словах Медлера как о «великолепном» возражении «против так называемого поглощения света», а предположение, «что только поглощение света способно объяснить темноту заполненного во все стороны на бесконечное расстояние светящимися звездами неба», Энгельс назвал «старомодным взглядом».

В 1895 году, после смерти Энгельса, рукопись «Диалектики природы» попала к его другу – Эдуарду Бернштейну, который ее, однако, не опубликовал. Возможной причиной этого был отзыв Эйнштейна, прочитавшего в 1924 году по просьбе Бернштейна рукопись Энгельса. К идее публикации «Диалектики» Эйнштейн отнесся в целом одобрительно, хотя, по его мнению, она не представляет особого интереса ни для физики, ни для истории физики.

Имя английского физика Уильяма Томсона, более известного как лорд Кельвин, знакомо практически каждому жителю Земли благодаря введенной им абсолютной шкале температуры – шкале Кельвина – и, соответственно, градусам Кельвина. Однако не это сделало его одним из самых выдающихся и авторитетных физиков XIX века. Как писал Эйнштейн, «одаренный богатой фантазией, редким умением применять математический аппарат и проникновенным умом, Томсон около 60 лет участвовал в развитии физики и различных отраслей техники, добыв множество результатов, сохранивших свое значение до сегодняшнего дня; немногие ученые были столь же плодотворны».

Работы Уильяма Томсона относятся к термодинамике, одним из основоположников которой он является, гидродинамике, электромагнетизму, упругости, математике. Очень много сделал Томсон в практической физике и в технике – он изобрел или улучшил множество приборов, вошедших во всеобщее употребление. К концу своей долгой жизни Томсон зарегистрировал 70 патентов и опубликовал более 600 научных работ. За деятельность, связанную с прокладкой трансатлантического кабеля, Уильям Томсон в 1866 году был возведен в дворянское достоинство, а в 1892 году королева Виктория пожаловала ему пэрство с титулом «барон Кельвин».

В 1884 году Уильям Томсон выступил в США с циклом лекций перед избранной аудиторией, состоявшей в основном из американских физиков. Позднее Томсон расширил и дополнил эти лекции, и они были изданы в 1904 году под названием «Балтиморские лекции». Однако еще раньше – в 1901 году – одна из лекций была опубликована как отдельная статья в «Philosophical Magazine». В этой статье Томсон проанализировал фотометрический парадокс в рамках модели свободной от поглощения, однородной статической Вселенной и предложил его первое количественноерешение.

Сначала Томсон, используя подход, аналогичный описанному в п. 1.2, оценивает относительную долю небесной сферы α, закрываемую изображениями звезд, равномерно распределенных внутри сферы радиуса r:

где Ν —полное число звезд внутри этой сферы, а a– линейный радиус звезды (все звезды считаются равными Солнцу по светимости и размеру). Далее он отмечает, что эта доля – α – может быть выражена и через отношение яркости покрытого звездами неба I( sky) к яркости диска Солнца

Последняя формула примечательна своей простотой и наглядностью. Из нее сразу следует, что яркость звездного неба (не фона неба, а неба в целом) может быть записана просто как I( sky) = Как отметил Эдвард Харрисон, удивительно, что за четыреста лет истории парадокса Кельвин оказался единственным человеком, обратившим внимание на эту простую связь между яркостью звездного неба и долей небосвода, покрываемого изображениями звезд.

Далее Томсон переходит к количественным оценкам. Он берет характеристики нашей звездной системы, примерно соответствующие модели Галактики Вильяма Гершеля, – r= 1000 пк = 3×10 ¹⁶ км, Ν =10 ⁹и а= 7×10 ⁵ км – и из формулы (3) получает, что α ~ 10 ^-13. Это означает, что яркость неба, определяемая звездами Галактики, какой во времена Томсона ее себе представляли, очень мала и небо должно оставаться темным.

Для того чтобы при сохранении средней пространственной плотности звезд увеличить а, например, до 0.04 (то есть 4 % небесной сферы будет покрыто изображениями звезд), необходимо увеличить радиус звездной системы в 100 миллиардов раз, то есть он должен быть равен 3×10 ²⁷ км. Свет будет преодолевать это расстояние примерно за 3×10 ¹⁴лет. Однако, как отмечает Томсон, существуют неоспоримые динамические аргументы в пользу того, что Солнце может существовать как светящийся объект лишь несколько десятков миллионов лет [9]9
  Эта оценка основана на идее Гельмгольца о том, что Солнце излучает за счет выделения гравитационной энергии при постепенном сжатии. Основной механизм энерговыделения в звездах, конечно, другой – это термоядерные реакции, за счет которых подобные Солнцу звезды могут светить ~10 ¹⁰лет. Однако такое увеличение продолжительности жизни звезд, по сути, не меняет выводы Томсона.


[Закрыть].

Если допустить, что все звезды светят в течение 100 млн лет, то время, в течение которого свет от внешних областей нашей воображаемой сферы добирается до Земли, будет в 3 миллиона раз превышать время жизни звезд. Следовательно, для того чтобы вся небесная сфера была заполнена излучением, необходимо предположить, что приход излучения от звезд, находящихся на разных расстояниях от Земли, синхронизирован – чем дальше от нас звезда, тем раньше она зажглась. Это, конечно, невозможно, поскольку означало бы выделенность положения Земли во Вселенной.

Кроме того, заключает Томсон, предположение о том, что звезды распределены однородно с одинаковой плотностью за пределами нашей звездной системы, конечно, необоснованно. В сфере с радиусом большим, чем наша Галактика, плотность звезд должна быть гораздо меньше и, в итоге, практически нет никакой возможности сделать так, чтобы значение α (то есть величина относительной яркости неба) превышала 10 ^-12или 10 ^-11.

Таким образом, предложенное Томсоном решение фотометрического парадокса, по сути, состоит в том, что размер наблюдаемой Вселенной гораздо меньше того, который требуется для того, чтобы вся небесная сфера сверкала, как поверхность Солнца. Томсон, по-видимому, считал, что возраст нашей Вселенной ограничен – тогда, естественно, ограничен и размер доступной наблюдениям Вселенной – и поэтому его решение созвучно более ранним идеям Эдгара По и Медлера.

На этом я заканчиваю рассказ об истории фотометрического парадокса в его простейшей формулировке, описанной в начале этой главы. Этот рассказ, естественно, не полон, можно упомянуть еще ряд исследователей, так или иначе затрагивавших парадокс (например, Отто фон Герике, Роберт Гук, Бернар де Фонтенель, Христиан Гюйгенс и др.), однако с основными идеями и с главными действующими лицами в его истории мы уже познакомились. Если бы книга была посвящена только фотометрическому парадоксу, то на этом ее можно было бы закончить. Действительно, наша Вселенная может быть относительно небольшим звездным островком, окруженным со всех сторон темной стеной (так предполагал Кеплер), она может быть конечна во времени и в пространстве (Эдгар По, Медлер, лорд Кельвин) – все эти предположения избавляют нас от парадокса. Однако, конечно, интересно узнать, что на самом делепредставляет собой окружающий нас мир и как в реальной Вселенной решается загадка темноты ночного неба. Не менее интересен ответ на этот вопрос в числах – почему ночное небо столь тускло и что из этого следует. Ответам на эти вопросы посвящены две следующие главы книги.

Глава 2. Как устроена наша Вселенная

В предыдущей главе, следуя хронологическому порядку, мы подошли к XX веку, в котором представления о структуре и эволюции нашей Вселенной изменились кардинальным образом. Для того чтобы продолжить обсуждение фотометрического парадокса, нам нужно познакомиться с основными элементами современной картины Вселенной. Эта картина достаточно сложна и поэтому мы остановимся лишь на основных ее чертах, опирающихся на наблюдения.

На рубеже XIX и XX веков окружающая человека Вселенная представлялась очень своеобразной. Согласно книге С. Ньюкомба и Р. Энгельмана «Астрономия в общепонятном изложении», «большинство звезд, видимых… в зрительную трубу, занимает пространство, имеющее вид более или менее округлого, сравнительно плоского слоя», «наше солнце с его планетной системою находится около центра описанного выше пространства», «по обе стороны области Млечного пути простирается область туманных пятен, в которой мы находим мало или вовсе не находим звезд, но встречаем много туманностей» (рис. 14). Природа «туманных пятен» оставалась неясной. С одной стороны, еще в XVIII веке начали догадываться, что они могут являться отдельными звездными островами или, говоря словами Вильяма Гершеля, иными «млечными путями». С другой стороны, некоторые «пятна» разрешались на звезды, в других было видно, что центральная звезда окружена туманной оболочкой и, кроме того, туманности отчетливо избегали плоскости Млечного Пути. Эти наблюдения свидетельствовали скорее о локальной природе «пятен», то есть о том, что они образуют особую подсистему, связанную с самим Млечным Путем. Кроме того, оставалась возможность, что часть «туманностей», действительно, связана с нашей Галактикой, а другая представляет собой далекие «млечные пути».

Рис. 14. Устройство видимой Вселенной по представлениям конца XIX-начала XX веков. Положение Солнца отмечено буквой «S». (Рисунок из книги С. Ньюкомба и Р. Энгельмана «Астрономия в общепонятном изложении», 1896, Санкт-Петербург: Издание К.Л. Риккера)

Для того чтобы выяснить природу слабых туманностей требовалось научиться оценивать их расстояния. В начале XX века этим пытались заниматься многие (например, Кнут Лундмарк, Гебер Кертис, Эрнст Эпик), но решающий шаг был сделан американским астрономом Эдвином Хабблом.

Эдвин Хаббл в 1910 году получил степень бакалавра наук в Чикагском университете (во время обучения он в основном интересовался математикой, астрономией и философией), а затем три года проучился в Оксфордском университете в Англии, став еще и бакалавром права. Однако на юридическую стезю Хаббл так и не вступил, поскольку зародившееся еще в детстве увлечение астрономией привело его в 1914 году в Йеркскую обсерваторию Чикагского университета. Во время Первой мировой войны Хаббл два года прослужил в армии. Демобилизовавшись, он принял предложение Джорджа Хейла – первого директора обсерватории Маунт Вилсон – и с 1919 года стал сотрудником этой обсерватории.

В итоге нужный человек оказался в нужном месте в нужное время. Известный американский астроном Мил-тон Хьюмасон, работавший в то время в обсерватории ночным ассистентом, так вспоминал о Хаббле, начавшем работу на Маунт Вилсон: «Уверенность и энтузиазм… были обычными для него при решении всех своих проблем. Он твердо знал, что хотел делать и как это выполнить». Что же касается места и времени, то совсем недавно – в ноябре 1917 года – в обсерватории вступил в строй крупнейший в мире 100-дюймовый телескоп-рефлектор. Столь удачное сочетание исследователя, полного новых идей и желания их реализовывать, и уникального инструмента не могло не привести к выдающимся результатам.

Одним из таких результатов стало обнаружение Хабблом осенью 1923 года переменных звезд в галактике M 31 (туманность Андромеды), а затем в NGC 6822 и в M 33 (туманность Треугольника). Некоторые из этих переменных оказались цефеидами [10]10
  Цефеиды – яркие звезды, систематически изменяющие свой блеск. Причиной изменения блеска цефеид являются радиальные пульсации, в ходе которых они периодически увеличивают и уменьшают свой размер. Механизм этих пульсаций отчасти сходен с подпрыгиванием крышки на кастрюле с кипящей водой – давление накапливающегося пара заставляет крышку приподняться, пар выходит, крышка опускается, давление пара снова начинает расти и т. д. У цефеид роль крышки играет внешний слой частично ионизованного гелия, а роль пара – излучение звезды: непрозрачность наружного слоя задерживает идущее из недр звезды излучение, слой нагревается, начинает расширяться, состояние ионизации увеличивается, слой становится более прозрачным, затем расширившаяся оболочка охлаждается, сжимается, непрозрачность растет, излучение снова запирается и т. д.


[Закрыть]– замечательными звездами, для которых в начале XX века была установлена четкая зависимость между периодом колебаний блеска ( P) и светимостью ( L). Тем самым цефеиды дают возможность оценить расстояние до них – построив кривую блеска звезды, можно найти период колебаний, а затем, зная как у таких звезд связаны Pи L,можно найти истинную светимость, а сравнивая наблюдаемый блеск цефеиды и L,находим расстояние.

Рис. 15. Эдвин Пауэл Хаббл (1889–1953)

Изучив ряд цефеид в M 31 и M 33, Хаббл пришел к выводу, что обе галактики находятся на расстоянии около 900 000 световых лет. Это сразу выводило туманности Андромеды и Треугольника далеко за пределы Млечного Пути и, по сути, решало так долго вызывавшую споры проблему природы «туманных пятен». Границы наблюдаемой Вселенной безмерно раздвинулись, и на смену картине, показанной на рис. 14, пришло представление о Вселенной, заполненной бесчисленными звездными островами, среди которых наш Млечный Путь ничем особенным (конечно, за исключением нашего существования!) не выделяется (рис. 16).

Рис. 16. Центральная область скопления галактик в Персее

Эдвин Хаббл продолжил наблюдательное исследование мира галактик и вскоре ему было суждено совершить еще одно фундаментальное открытие.

2.1. Расширение Вселенной

Пустота все чаще требует расширения жизненного пространства.

Станислав Ежи Лец

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


[Закрыть]…»

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]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 zкак следствия движения источника, то есть результата эффекта Доплера, скорость движения объекта находится просто как ν = с×z(при ν << с), где с– скорость света.


[Закрыть].

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.