Ирина Радунская - Проклятые вопросы
Эддингтон не знал, что Фридман был этим третьим. Фридман не только понимал Общую теорию относительности, но и так хорошо владел сложным математическим аппаратом этой теории, что мог активно работать с её уравнениями.
И сделал великое открытие.
Уравнения открыли ему, что Вселенная — мир, в котором мы живём, — непрерывно расширяется. Нужно было обладать смелостью и уверенностью в себе, чтобы послать в журнал статью такого содержания и обоснование своей, неэйнштейновской, точки зрения.
Почему автор употребляет здесь слово «смелость»?
Да потому, что издревле учёные, включая Ньютона и Эйнштейна, были уверены в том, что Вселенная, взятая в целом, не только вечна, но и неизменна. Конечно, внутри неё всё изменяется. Но все были уверены, что это касается частностей. В целом Вселенная представлялась неизменной.
Именно это оспорил Фридман. Он доказал математически, что любая область пространства во Вселенной испытывает расширение. Расширение таково, что со временем размер Вселенной возрастает по вполне определённому закону.
Эйнштейн, конечно, тоже решал уравнения своей теории. Но, исходя из убеждения в стационарности Вселенной, ограничился тем решением уравнений, которое описывает её неизменное строение. Пойти дальше Эйнштейна Фридману помогло то, что, кроме физики и математики, он много занимался метеорологией и привык к разнообразным капризам природы. Естественно, он, как математик, уделял внимание изменчивым процессам. Возможно, поэтому ему показалось сомнительным, что Вселенная, подвластная разнообразным, часто грандиозным процессам, изменяющимся во времени, остаётся тем не менее неизменной.
Он решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности решения, изменяющиеся во времени.
Интуиция не подвела. Ожидания подтвердились. Помимо решения, найденного Эйнштейном, уравнения имели ещё два. Эти решения взрывали прежнее научное мировоззрение. Одно из них описывало расширяющуюся Вселенную, второе — сжимающуюся.
Эйнштейн, прочитав статью Фридмана, опубликованную в 1922 году, счёл его вывод ошибочным. Ему показалось, что вычисления Фридмана не отметают, а подтверждают неизменность Вселенной. Он изложил своё мнение в короткой заметке, направленной в тот же журнал.
Однако, ознакомившись с письмом Фридмана, содержащим возражения, Эйнштейн понял, что сам ошибся, что работа Фридмана правильна, и направил в тот же журнал вторую заметку с указанием своей ошибки. Он признал работу Фридмана правильной и «открывающей новые пути в науке».
Во всех последующих исследованиях, относящихся к строению Вселенной, Эйнштейн исходил из решения Фридмана и отмечал его приоритет.
По-видимому, замечание Эддингтона о том, что он не знает учёных, понимающих Общую теорию относительности, было обоснованным. Никто не откликнулся на статью Фридмана и заметки Эйнштейна. Эта дуэль идей оказалась забытой на целых семь лет.
С ПОМОЩЬЮ ЦЕФЕИДТеория Фридмана воскресла после того, как в 1929 году американец Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих многолетних замеров расстояний до различных галактик. Это сложная область космических исследований. Здесь не пригодны методы, применяемые астрономами для измерения расстояний до близких звёзд. Эти методы, по существу, основаны на том же принципе, которым пользуется человек для оценки расстояний до близких предметов. Правый и левый глаз видят близкие предметы слегка смещёнными на фоне удалённых предметов, а мозг обрабатывает это различие. Аналогично, если телескоп направлен на близкую звезду дважды: когда Земля находится в противоположных точках орбиты, то эта звезда представляется сдвинутой на фоне далёких звёзд.
Большинство галактик расположены много дальше, чем видимые звёзды. Так что такой метод к ним неприменим. Но Хаббл обнаружил в некоторых галактиках (наиболее близких) отдельные звёзды, блеск которых регулярно изменялся с течением времени. Такие звёзды встречаются и в нашей Галактике, то есть на сравнительно небольших (по астрономическим меркам) расстояниях. Их называют цефеидами, и для них существует хорошо изученная зависимость между блеском и периодом его изменения. Поэтому ими можно пользоваться как стандартными источниками света. Блеск источника света уменьшается в такой же степени, как увеличивается квадрат расстояния до него. Определив величину светимости цефеид и период её изменения, вычисляют расстояние до них. А определив расстояние до близких цефеид, можно при помощи указанного метода воспользоваться ими как «точкой опоры» для определения расстояний до удалённых галактик.
Основная ценность работ Хаббла — обнаружение связи расстояния до определённой галактики с так называемым красным смещением в её спектре. Напомним, спектр любого объекта — галактики, звезды, свечи — его световой паспорт. Он говорит о том, какие волны излучает объект. Спектр, видимый глазом, включает только волны, соответствующие цветам радуги — от красных до фиолетовых. Кроме видимых, спектр звёзд содержит и невидимые — ультрафиолетовые, инфракрасные, рентгеновские, гамма-волны. Исследуя состав спектра, учёные судят о том, из каких элементов состоит объект.
Исследование спектра галактик привело Хаббла к открытию новой главы в астрономии.
Как возник термин «красное смещение»? Он возник потому, что все спектральные линии удалённых галактик оказываются сдвинутыми в сторону более длинных волн. Для видимого спектра — к той его части, где расположены спектральные линии красного цвета.
Хаббл понял, что красное смещение свидетельствует о движении галактик. Об удалении этих источников света от Земли. Явление, которое можно сравнить с тем, как меняется тон гудка удаляющегося паровоза. Он кажется более низким по сравнению с гудком стоящего паровоза. Когда паровоз проносится мимо вас, вы отчётливо слышите изменение тона его гудка.
Хаббл сопоставил величину красного смещения для многих галактик с расстоянием до них, измеренным по наблюдениям за измерениями светимости цефеид. Он обнаружил, что скорость удаления каждой из галактик пропорциональна её расстоянию до Земли. Коэффициент пропорциональности в этой зависимости получил название «постоянной Хаббла».
Именно это следует из решения Фридмана. Вселенная расширяется, и скорость её расширения пропорциональна расстоянию между объектом наблюдения и наблюдателем! Фридман оказался прав. Многие астрономы занялись измерением постоянной Хаббла, пытаясь как можно более точно определить скорость расширения Вселенной.
За время, прошедшее после открытия Хаббла, учёные многократно уточняли величину постоянной Хаббла. Новейшие из полученных значений лежат в пределах от 50 до 100 условных единиц. Совсем недавно удалось уточнить, что постоянная Хаббла равна 65 единицам.
Существование простой зависимости между расстоянием до галактики и скоростью её удаления, определяемой по красному смещению спектральных линий в её спектре, позволило считать величину красного смещения удобной характеристикой расстояния до галактики. Величину красного смещения принято обозначать латинской буквой Z*. Величина Z равна отношению наблюдаемой длины волны спектральной линии к длине излученной волны, уменьшенному на единицу. ните, что обозначает эта буква, мы неоднократно будем к ней возвращаться.
Для большинства изученных галактик величина Z лежит в пределах от 0,2 до 0,8. Для того чтобы ощутить порядок величин, достаточно указать, что при Z=0,5 расстояние до наблюдаемой галактики таково, что свет тратит на прохождение этого пути 6Ѕ109 лет. Астрономы говорят: расстояние составляет 6 миллиардов световых лет. Чем больше величина Z, тем удалённее галактики. Так как блеск источника убывает вместе с увеличением квадрата расстояния до него, то даже самые крупные телескопы не позволяют увидеть не только свет звезды, но и свет целых галактик при Z, превышающей единицу. Возникало впечатление, что на расстояниях, при которых Z превышает единицу, Вселенная пуста.
Казалось, что астрономы достигли предела дальности наблюдения, ибо им не встречались источники более яркие, чем галактики, в которых одновременно светится около 1010 звёзд. Исключением являются наша Галактика и галактика в созвездии Андромеды, содержащие в 10 раз большее количество звёзд.
ПУСТА ЛИ ВСЕЛЕННАЯ?После строительства крупных радиотелескопов ситуация в этой области науки внезапно изменилась. В 1960 году были открыты удивительные источники радиоволн. Создавалось впечатление, что огромная излучаемая ими энергия исходит из одной точки. Их назвали квазизвёздными источниками радиоизлучения, сокращённо — квазарами. Астрофизики не могли понять природы этих источников радиоволн. Загадка ещё более сгустилась после того, как наблюдатели убедились в странном совпадении: положение некоторых из квазаров оказалось как бы наложенным на тускло светящиеся звёзды, видимые только в крупнейшие из телескопов. Причём в их спектрах были обнаружены таинственные спектральные линии. Эти спектральные линии не совпадали со спектрами известных химических элементов. Квазары как бы выбывали из общей гармонии в распределении материи.
