Александр Шаров - Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла
При наблюдении затмений многое зависит от случайностей. Месяцы подготовки, затраты средств и времени, порой длительные путешествия, а результатов может не быть просто из-за плохой погоды, случайно набежавшего облачка. Так происходило и на этот раз. В день затмения на острове Принсипи у побережья Африки, куда прибыла одна из двух английских экспедиций, разразился сильнейший дождь. Погода стала чуть улучшаться, когда затмение уже началось и Солнце частично было закрыто Луной. Снимать затмение пришлось сквозь облака. И все же на нескольких снимках Эддингтон обнаружил следы звезд. Тщательные измерения показали, что звезды действительно смещены, причем так, как это требовали выводы Эйнштейна. Теория Эйнштейна триумфально подтвердилась. «Вся Англия только и говорит, что о Вашей теории,— писал Эддингтон в декабре 1919 г. Эйнштейну,— она произвела потрясающую сенсацию».
Весть о подтверждении теории относительности разнеслась по всему миру. Теперь нужно было искать и другие следствия теории, и работы де Ситтера указывали исследователям-эмпирикам нужное направление поиска. Необходимо было проверить, есть ли действительно связь лучевых скоростей с расстоянием далеких объектов.
Первым на эту задачу откликнулся Вирц. Весной 1924 г. он публикует статью «Де Ситтеровская космология и радиальные движения спиральных туманностей». Но откуда взять расстояния туманностей? Ведь в то время даже для ближайших туманностей — Андромеды и Треугольника — Хаббл еще не получил своих результатов. И Вирц решается взять за меру расстояний видимые диаметры туманностей, полагая, что истинные их размеры в среднем одинаковы. В этом предположении, чем дальше туманность, тем меньше будет ее видимый диаметр. Искомая связь между видимым размером и скоростью, а вернее намек на нее, обнаружилась: чем меньшие туманности он брал, тем больше оказывалась у них лучевая скорость. Но зависимость, полученная Вирцем, была не совсем той, что предсказывалась теорией. Там линейная зависимость должна наблюдаться между скоростью и расстояниями, а Вирц, вероятно, чтобы как-то смягчить слабую обоснованность своей гипотезы, вместо размеров туманностей решил брать их логарифмы. И еще одно мешало доверять полученному результату. Обнаружилось, что со скоростью коррелирует также и поверхностная яркость туманностей. У концентрированных туманностей скорость была больше. Тогда еще не догадывались, что это столь частый в астрономии эффект селекции. Просто среди в целом слабых объектов для наблюдений выбирались те, у которых поверхностная яркость выше, особенно в центре. Тогда их спектры можно было сфотографировать за обозримые экспозиции.
Летом того же года завершил подобное исследование и Лундмарк. И перед ним стояла та же трудная проблема расстояний туманностей. Естественно, приходилось снова опираться на гипотезу их одинаковых размеров. Ее Лундмарк дополнил предположением о том, что и светимости туманностей равны. Комбинируя два подхода, Лундмарк получил расстояния всех туманностей в относительных единицах. В качестве же самой единицы он принял расстояние туманности Андромеды. Но четкого, убедительного результата и на этот раз получить не удалось. «Нанося лучевые скорости против относительных расстояний,— заключал Лундмарк,— мы находим, что между двумя величинами может быть связь, хотя и не очень определенная».
Следующий, 1925 г. опять не принес ничего решающего. В работу по изучению движений туманностей, наконец, включился и американский астроном — сотрудник обсерватории Маунт Вилсон Густав Стрёмберг. Но и материал по лучевым скоростям, и предположение о видимом блеске туманностей как мере расстояния, оставались прежними. Опять получился не более чем намек на зависимость скорости от расстояния. «Мы не нашли достаточных оснований считать, что существует какая-либо зависимость радиальных движений от расстояния от Солнца» — четко и, вероятно, с разочарованием сделал Стрёмберг свой вывод.
Когда он уже закончил работу, неутомимый Лундмарк опубликовал новое исследование. На этот раз он попытался представить эффект красного смещения в кинематических уравнениях не обычным K-членом, а выражением с постоянным членом и двумя членами с расстоянием в первой и второй степенях. Искомые коэффициенты определились крайне неуверенно. Но, поскольку коэффициент при квадрате расстояния оказался отрицательным, Лундмарк заключил, что «у спиралей едва ли можно обнаружить лучевые скорости, превышающие 3000 км/с». Не прошло и пяти лет, как этот рубеж остался позади.
Последнюю, и в сущности — безуспешную попытку установить связь скорости с расстоянием туманностей, вновь опираясь на их видимые диаметры, сделал немецкий астроном Дозе в 1927 г.
Закон его имени
Любому серьезному исследователю становилось ясным, что дело не в малом числе известных лучевых скоростей или их недостаточной точности, а в том, как надежно установить расстояния туманностей. Ключ для решения этого кардинального вопроса был в руках Эдвина Хаббла. Он знал работы своих предшественников-астрономов и несомненно верил, что связь между скоростями и расстояниями туманностей существует.
Хабблу была известна и по крайней мере одна теоретическая работа, предсказывающая зависимость между красным смещением и расстоянием до галактик. Еще в 1926 г. — в статье «Внегалактические туманности» он рассматривал релятивистскую модель Вселенной де Ситтера и, вероятно, уже тогда задумал проверку предсказаний теоретиков, хотя всегда достаточно сдержанно относился к теории.
К концу двадцатых годов космологические модели, основанные на общей теории относительности, были полностью разработаны. Однако они оставались либо вовсе неизвестны астрономам, либо не вызывали у них сколько-нибудь заметного интереса. Вероятно, было несколько причин такого странного положения, когда теоретическое предсказание важнейшего явления природы долго оставляло почти безучастными тех, кто мог проверить предсказание. На первых порах, по-видимому, только Рессел и Шепли в письмах друг другу обсуждали связь теории де Ситтера с возможной зависимостью скорость—расстояние спиральных туманностей и даже шаровых скоплений, казавшихся тогда столь же далекими объектами.
Первая причина, по-видимому, состояла в том, что космологические модели строились на основе общей теории относительности Эйнштейна, которая очень сложна и математически и, самое главное, сложна совершенно новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже и физики-теоретики далеко не сразу осваивались с новыми идеями, не сразу поняли их и научились применять в конкретных исследованиях. Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности между теоретиками и наблюдателями. Вторая причина — психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне меняющих их общее представление о Вселенной.
