Наука Плоского мира. Книга 4. День Страшного Суда - Пратчетт Терри Дэвид Джон
Большинство галактик находятся ещё дальше. На таком расстоянии мы не можем различить не то что цефеиды, но даже отдельные звёзды. Тем не менее Хаббл сумел разрешить эту задачку. Весто Слайфер и Милтон Хьюмасон обнаружили, что спектр многих галактик смещён в красную сторону. Наиболее правдоподобным объяснением этому феномену представлялся эффект Доплера, то есть изменение частоты и длины волн, вызванное движением их источника. Этот эффект хорошо знаком нам по звуковым волнам: тональность полицейской сирены понижается, когда машина проезжает мимо, и движение по направлению к нам меняется на удалении от нас. Из эффекта Доплера следует, что галактики удаляются от Земли на приличной скорости. Хаббл построил график зависимости величины красного смещения от предполагаемого расстояния для 46 галактик, в которых имеются цефеиды. На графике получилась почти прямая линия, демонстрирующая, что скорость удаления, рассчитанная по красному смещению, пропорциональна расстоянию. В 1929 году он вывел формулу, названную впоследствии законом Хаббла. Постоянная Хаббла, или коэффициент пропорциональности, считается сейчас равным примерно 21 км/с на миллион световых лет. По первоначальным прикидкам Хаббла эта цифра была в семь раз больше.
Сейчас мы знаем, что шведский астроном Кнут Лундмарк выдвинул аналогичную гипотезу в 1924 году, то есть на пять лет раньше Хаббла. Для определения расстояния между галактиками он использовал их величину, причём его коэффициент пропорциональности отличался от современного всего на 1 %, что куда точнее результата Хаббла. Однако работа Лундмарка была проигнорирована научным сообществом, поскольку его методы не проверялись независимыми исследователями.
Взаимосвязь размеров Вселенной и динамики её поведения натолкнула на неожиданный вывод: если все галактики от нас удаляются, то либо Земля находится в центре некой расширяющейся области, либо вся Вселенная увеличивается в размере.
К тому времени астрономы уже знали, что Вселенная может расширяться. Эйнштейновские уравнения поля, составляющие основу теории относительности, это предсказывали. В 1924 году Александр Фридман предложил три различных решения уравнений поля в зависимости от кривизны пространства: положительное, отрицательное или равное нулю. Математики, специализирующиеся на неевклидовой геометрии, знают три таких пространства соответственно: эллиптическое, гиперболическое (мир Эшера) и евклидово. В отличие от двух других, эллиптическое пространство конечно – это поверхность трёхмерной гиперсферы. Эшерландия чем-то похожа на Круглый мир: она ограничена снаружи, но бесконечна внутри, если мерить это пространство его же собственной метрикой. Именно так ей удаётся вместить бесконечное множество ангелов и демонов, причём все они одинакового размера. Уравнения поля определяют диапазон возможных форм Вселенной, а вовсе не устанавливают одну-единственную форму.
Кроме того, они позволяют со временем её поменять. В 1927 году, исходя из уравнений Эйнштейна, Жорж Леметр сделал вывод о расширении Вселенной и прикинул предполагаемую скорость. В 1931 году он опубликовал статью «Однородная Вселенная постоянной массы и рост радиуса по расчетам радиальной скорости внегалактических туманностей», однако она осталась незамеченной, поскольку была напечатана в невнятном бельгийском журнале, хотя впоследствии и стала считаться классической.
Идея Леметра противоречила господствующим в космологии того времени взглядам, однако английский астроном сэр Артур Эддингтон, автор популярных (если не сказать популистских) книг, считал, что гипотеза Леметра может разрешить многие космологические проблемы. В 1930 году он даже пригласил Леметра в Лондон на встречу, посвящённую физике и спиритуализму. К тому времени Леметр уже сообразил, что если рассматривать расширение Вселенной в обратной перспективе, то в неком отдалённом периоде всё сожмётся в точку. [64] Он назвал эту исходную сингулярность «первоначальным атомом» и опубликовал свою идею в ведущем научном журнале Nature, вслед за чем последовала грандиозная полемика. Ко всему прочему, фраза Леметра насчёт «Космического Яйца, вскрывшегося в момент сотворения мира» отнюдь не способствовала умиротворению страстей.
Много позже Фред Хойл, ведущий сторонник теории стационарной Вселенной, обозвал гипотезу Леметра «Большим взрывом». К немалому неудовольствию Хойла, название прижилось, как и сама теория. Свою теорию стационарной Вселенной, согласно которой универсум находится в равновесии, не считая локальных флуктуаций, Хойл разработал в 1948 году, а вскоре к нему присоединились Томас Голд, Герман Бонди и другие. По их мнению, чтобы компенсировать уменьшение плотности вещества по мере расширения Вселенной, в межзвёздном пространстве медленно, но неуклонно, частица за частицей, идёт создание новой материи. При этом потребная скорость генерации невысока: примерно один атом водорода на кубический метр каждый миллиард лет.
К несчастью для Хойла, накопилось немало косвенных наблюдений, противоречащих стационарной теории, но подтверждающих идею Большого взрыва. Первым таким «вещдоком» стало открытие в 1965 году фонового излучения – хаотического радиошума, который, как сейчас многие полагают, возник в тот момент, когда Вселенная впервые стала прозрачной для радиоволн, то есть вскоре после Большого взрыва. Температура излучения также согласуется с данной теорией. Хокинг назвал это наблюдение «последним гвоздём в крышку гроба стационарной теории».
В частных разговорах Эйнштейн не выказывал особенного восторга по поводу гипотезы расширяющейся Вселенной. Он соглашался с математическими выкладками, но не принимал их в качестве физической реальности. Однако когда два года спустя Хаббл опубликовал результаты своих наблюдений, Эйнштейн незамедлительно изменил своё мнение и стал оказывать Леметру всяческую публичную поддержку. В 1935 году Говард Робертсон и Артур Уокер доказали, что однородная изотропная Вселенная (одинаковая в любой точке и в любом направлении) удовлетворяет определённому семейству решений уравнений поля Эйнштейна. В итоге Вселенная может быть статичной, расширяющейся или сжимающейся, а её топология – как простой, так и сложной. Эта система уравнений была названа метрикой Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера. Ну, или «стандартной космологической моделью», если первое название вам кажется труднопроизносимым. Сейчас она является доминирующей космологической теорией.
Однако постепенно нарративиум взял верх, коварно заманив многих космологов в сети научной мифологии. Логичное утверждение, что «существуют решения уравнений поля Эйнштейна, соответствующие классической неевклидовой геометрии», причудливым образом превратилось в идею, что «единственно возможное решение предполагает постоянную кривизну». Вероятно, ошибка возникла потому, что математики не уделяли должного внимания астрономии, а астрономы – математике. Согласно теореме единственности Робертсона и Уокера единой является метрика пространства, и легко было вообразить, что и само оно тоже едино. В конце концов, разве не метрика его определяет?
Нет, это не так.
Метрика локальна; пространство глобально. У бесконечного евклидова пространства и абстрактного плоского тора метрика одна и та же, поскольку геометрия небольших областей у них одинакова. Экран монитора остаётся плоским, что меняет правила, согласно которым можно выйти за его границы. Но в глобальном смысле у плоского тора есть замкнутая геодезическая, тогда как в евклидовом пространстве её нет. Таким образом, метрика пространство не определяет. Это не мешает космологам считать, что всё обстоит ровно наоборот. В 1999 году в журнале Scientific American Жан-Пьер Люмине, Глен Старкман и Джеффри Уикс писали: «Период с 1930 по 1990 год стал для этого вопроса тёмной эпохой. Большинство учебников астрономии, ссылаясь друг на друга, наперебой утверждали, что Вселенная может быть либо гиперсферой, либо евклидовым пространством, либо бесконечным гиперболическим пространством. О других вариантах топологии словно забыли».
