741 (Расширение вселенной и красное смещение)

РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ

Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, ско­рее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, бу­дут планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы уви­дите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При обращении Земли вок­руг Солнца некоторые из этих «неподвижных» звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т. е. на самом деле они вовсе не неподвижны! Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно их перемещение. Самая близкая звезда, назы­ваемая Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет (т. е. свет от нее идет до Земли около четырех лет), или около 37 миллионов миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным гла­зом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего во­семь световых минут! Видимые звезды рассыпаны по всему ноч­ному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы назы­ваем Млечным Путем. Еще в 1750 г. некоторые астрономы выска­зывали мысль, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию — пример того, что сейчас называется спи­ральной галактикой. Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил это предположение, выполнив колос­сальную работу по составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого пред­ставление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале нашего века.

Современная картина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. На самом деле существует много других галактик, разделенных огромными областями пустого прост­ранства. Для доказательства Хабблу требовалось определить рас­стояния до этих галактик, которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимые положения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое коли­чество света излучает звезда (ее светимости), и от того, где она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость, Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда од­на и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для несколь­ких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной.

Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно, что наша Галактика — одна из не­скольких сотен тысяч миллионов галактик, которые можно наблю­дать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд. На рисунке ниже показано, какой увидел бы нашу Галактику наблюдатель, живу­щий в какой-нибудь другой галактике.

Наша Галактика имеет около ста тысяч световых лет в поперечнике. Она медленно вра­щается, а звезды в ее спиральных рукавах каждые несколько сотен миллионов лет делают примерно один оборот вокруг ее центра. Наше Солнце представляет собой обычную желтую звез­ду средней величины, расположенную на внутренней стороне од­ного из спиральных рукавов. Какой же огромный путь мы прошли от Аристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром Все­ленной!

Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся просто све­тящимися точками в небе. Мы не различаем ни их размеров, ни формы. Как же можно говорить о разных типах звезд? Для подав­ляющего большинства звезд существует только одно характер­ное свойство, которое можно наблюдать — это цвет идущего от них света. Ньютон открыл, что, проходя через трехгранный ку­сок стекла, называемый призмой, солнечный свет разлагается, как в радуге, на цветовые компоненты (спектры). Настроив те­лескоп на какую-нибудь отдельную звезду или галактику, можно аналогичным образом разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой или галактикой. Разные звезды имеют разные спектры, но относительная яркость разных цветов всегда в точности такая же, как в свете, который излучает какой-нибудь раскаленный до­красна предмет. (Свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета — тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света.) Кроме того, мы обнаружим, что некоторые очень спе­цифические цвета вообще отсутствуют в спектрах звезд, причем отсутствующие цвета разные для разных звезд. Поскольку, как мы знаем, каждый химический элемент поглощает свой опреде­ленный набор характерных цветов, мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 20-х годах, когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилось нечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые харак­терные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спект­ра. Чтобы понять смысл сказанного, следует сначала разобрать­ся с эффектом Доплера. Как мы уже знаем, видимый свет — это колебания электромагнитного поля. Частота (чис­ло волн в одну секунду) световых колебаний чрезвычайно вы­сока—от четырехсот до семисот миллионов миллионов волн в секунду. Человеческий глаз воспринимает свет разных частот как разные цвета, причём самые низкие частоты соответствуют красному концу спектра, самые высокие — фиолетовому. Представим себе источник света, расположенный на фиксированном расстоянии от нас (например, звезду), излучающий с постоянной частотой световые волны. Очевидно, что частота приходящих волн будет такой же, как та, с которой они излучаются (пусть гра­витационное поле галактики невелико и его влияние несущест­венно). Предположим теперь, что источник начинает двигаться в нашу сторону. При испускании следующей волны источник ока­жется ближе к нам, а потому время, за которое гребень этой вол­ны до нас дойдет, будет меньше, чем в случае неподвижной звез­ды. Стало быть, время между гребнями двух пришедших волн будет меньше, а число волн, принимаемых нами за одну секунду (т.е. частота), будет больше, чем когда звезда была неподвижна. При удалении же источника частота приходящих волн будет мень­ше. Это означает, что спектры удаляющихся звезд будут сдви­нуты к красному концу (красное смещение), а спектры прибли­жающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жиз­ни. Прислушайтесь к тому, как идет по шоссе машина: когда она приближается, звук двигателя выше (т. е. выше частота испуска­емых им звуковых волн), а когда, проехав мимо, машина начи­нает удаляться, звук становится ниже. Световые волны и радио­волны ведут себя аналогичным образом. Эффектом Доплера поль­зуется полиция, определяя издалека скорость движения автома­шин по частоте радиосигналов, отражающихся от них. Доказав, что существуют другие галактики, Хаббл все последующие годы посвятил составлению каталогов расстояний до этих галактик и наблюдению их спектров. В то время большинство ученых счи­тали, что движение галактик происходит случайным образом и поэтому спектров, смещенных в красную сторону, должно наблю­даться столько же, сколько и смещенных в фиолетовую. Каково же было удивление, когда у большей части галактик обнаружи­лось красное смещение спектров, т. е. оказалось, что почти все галактики удаляются от нас! Еще более удивительным было от­крытие, опубликованное Хабблом в 1929 г.: Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямо про­порциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется! А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.

Открытие расширяющейся Вселенной было одним из великих интеллектуальных переворотов двадцатого века. Задним числом мы можем лишь удивляться тому, что эта идея не пришла никому в голову раньше. Ньютон и другие ученые должны были бы со­образить, что статическая Вселенная вскоре обязательно начала бы сжиматься под действием гравитации. Но предположим, что Вселенная, наоборот, расширяется. Если бы расширение происхо­дило достаточно медленно, то под действием гравитационной си­лы оно в конце концов прекратилось бы и перешло в сжатие. Од­нако если бы скорость расширения превышала некоторое кри­тическое значение, то гравитационного взаимодействия не хватило бы, чтобы остановить расширение, и оно продолжалось бы веч­но. Все это немного напоминает ситуацию, возникающую, когда с поверхности Земли запускают вверх ракету. Если скорость ра­кеты не очень велика, то из-за гравитации она в конце концов остановится и начнет падать обратно. Если же скорость ракеты больше некоторой критической (около одиннадцати километров в секунду), то гравитационная сила не сможет ее вернуть и ракета будет вечно продолжать свое движение от Земли. Расширение Вселенной могло быть предсказано на основе ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII века. Однако вера в статическую Вселенную была столь велика, что жила в умах еще в начале нашего века. Даже Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. об­щую теорию относительности, был уверен в статичности Вселен­ной. Чтобы не вступать в противоречие со статичностью, Эйн­штейн модифицировал свою теорию, введя в уравнения так назы­ваемую космологическую постоянную. Он ввел новую «антиграви­тационную» силу, которая в отличие от других сил не порожда­лась каким-либо источником, а была заложена в саму струк­туру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что простран­ство-время само по себе всегда расширяется и этим расширени­ем точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается ста­тической. По-видимому, лишь один человек полностью поверил в общую теорию относительности: пока Эйнштейн и другие фи­зики думали над тем, как обойти нестатичность Вселенной, пред­сказываемую этой теорией, русский физик и математик А. А. Фридман, наоборот, занялся ее объяснением.

Фридман сделал два очень простых исходных предположе­ния: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком бы направ­лении мы ее ни наблюдали, и, во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы произво­дили наблюдения из какого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., за несколько лет до откры­тия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат!

Предположение об одинаковости Вселенной во всех направле­ниях на самом деле, конечно, не выполняется. Как мы, напри­мер, уже знаем, другие звезды в нашей Галактике образуют четко выделяющуюся светлую полосу, которая идет по всему небу ночью — Млечный Путь. Но если говорить о далеких галакти­ках, то их число во всех направлениях примерно одинаково. Следовательно, Вселенная действительно «примерно» одинакова во всех направлениях — при наблюдении в масштабе, большом по сравне­нию с расстоянием между галактиками, когда отбрасываются мелкомасштабные различия.

Долгое время это было единственным обоснованием гипотезы Фридмана как «грубого» приближения к реальной Вселенной. Но потом по некой случайности выяснилось, что гипотеза Фридмана и в самом деле дает удивительно точное описание нашей Все­ленной.

В 1965 г. два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавших на фирме Bell Laboratories в шт. Нью-Джерси, испытывали очень чувствительный «микроволновый», т. е. сверхвысокочастотный (С В Ч), детектор. (Микроволны — это то же, что и световые волны, но их частота всего лишь десять тысяч миллионов волн в секунду.) Пензиас и Вильсон заметили, что уровень шума, регистрируемого их детектором, выше, чем должно быть. Этот шум не был направленным, приходящим с какой-то определенной стороны. Сначала названные исследователи обнару­жили в детекторе птичий помет и пытались объяснить эффект другими причинами подобного рода, но потом все такие «факто­ры» были исключены. Они знали, что любой шум, приходящий из атмосферы, всегда сильнее не тогда, когда детектор направ­лен прямо вверх, а когда он наклонен, потому что лучи света, иду­щие из-за горизонта, проходят через значительно более толстые слои атмосферы, чем лучи, попадающие в детектор прямо сверху. «Лишний» же шум одинаков, куда бы ни направлять детектор. Следовательно, источник шума должен находиться за пределами атмосферы. Шум был одинаковым и днем, и ночью, и вообще в течение года, несмотря на то, что Земля вращается вокруг своей оси и продолжает свое вращение вокруг Солнца. Это означало, что источник излучения находится за пределами Солнечной си­стемы и даже за пределами нашей Галактики, ибо в противном случае интенсивность излучения изменялась бы, поскольку в свя­зи с движением Земли детектор меняет свою ориентацию. Как мы знаем, по пути к нам излучение проходит почти через всю наблюдаемую Вселенную. Коль скоро же оно одинаково во всех направлениях, то, значит, и сама Вселенная одинакова во всех направлениях, по крайней мере в крупном масштабе. Теперь нам известно, что, в каком бы направлении мы ни производили наблюдения, этот шум изменяется не больше, чем на одну деся­титысячную. Так Пензиас и Вильсон, ничего не подозревая, дали удивительно точное подтверждение первого предположения Фрид­мана.