Джон Гриббин - 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего
К тому моменту, однако, Сэндидж уже работал ассистентом Хаббла. Последний собирался организовать массированную атаку на шкалу космических расстояний, опираясь на открытие Бааде и пытаясь дополнительно уточнить значение постоянной Хаббла, что помогло бы (хотя такой цели он себе и не ставил) определить возраст Вселенной. Сэндидж уже работал с пятиметровым телескопом, осуществляя наблюдения, которые Хаббл собирался провести сам, но уже не мог, хотя с октября 1950 года врачи и разрешили ему иногда подниматься в обсерваторию. В 1952 году Сэндиджа официально назначили на платную должность астронома-ассистента, но он уехал на год в Принстон, чтобы развить там свое открытие закономерностей отхода от главной последовательности. Он намеревался перейти от него к изучению звездной эволюции. Но вскоре после его возвращения в Калтех в сентябре 1953 года Хаббл умер от второго инфаркта, немного не дожив до своего шестидесятичетырехлетия. Хьюмасону и Бааде тоже было уже за шестьдесят, и пора было передавать бразды правления следующему поколению астрономов, наиболее перспективным из которых и был Сэндидж. Он принял руководство из чувства долга, без особого желания:
Я ощущал груз ответственности за продолжение работы по шкале расстояний. [Хаббл] начал ее, а я был наблюдателем и знал каждый шаг продуманного им процесса. Было ясно, что на прояснение открытия Вальтером Бааде ошибки шкалы расстояний надо было потратить 15–20 лет – я уже тогда знал, что это будет очень долгий процесс. И я сказал себе: «Я должен сделать это». Если бы я не взялся за тему, ничего вообще не было бы сделано. Другого телескопа не существовало, работать с нашим умели всего двенадцать человек, и никто из них не был вовлечен в этот проект. Так что мне пришлось заняться этой темой из чувства ответственности{27}.
В тот момент Сэндиджу было всего 27 лет.
Взятый астрономом на себя проект предполагал полный пересмотр шкалы космологических расстояний, определенной Хабблом. Для начала надо было подробнее изучить еще большее число цефеид. Как и в исходном проекте Хаббла с 2,5-метровым телескопом и в соответствии с его планом для пятиметрового, после определения расстояний до ближайших галактик с помощью техники цефеид Сэндидж смог идентифицировать самые яркие объекты в этих галактиках и откалибровать их яркость в сравнении с цефеидами, чтобы в дальнейшем использовать их как стандартные свечи – эталонные единицы силы света – для определения расстояний до более отдаленных галактик. На этом этапе исследования обнаружилось, что Хаббл допустил вполне объяснимую ошибку. Он использовал в качестве стандартных свечей те объекты других галактик, которые считал очень яркими звездами и которые при изучении через пятиметровый телескоп оказались светящимися облаками газа, известными как области HII. Такие места есть и в нашем Млечном Пути, что позволило калибровать их яркость. Оказалось, их максимальная яркость имеет пределы; таким образом, выявив наиболее яркие области HII в галактике и измерив их видимую яркость, можно получить достаточно точное представление о расстоянии. Однако области HII ярче звезд, с которыми их сравнивал Хаббл, что означает, что галактики дальше от нас, чем он предполагал. Как и в случае с коррекцией Вальтером Бааде шкалы расстояний, это подразумевало, что постоянную Хаббла надо сократить еще больше, чем предлагал Бааде.
Первое достижение Сэндиджа базировалось на данных о красном смещении и яркости, собранных по 850 галактикам за два предыдущих десятилетия при участии Милтона Хьюмасона и молодого коллеги Николаса Мейола[171]. В 1956 году вышла работа всех троих ученых, в которой показывалось, что закон Леметра – Хаббла (о пропорциональности красного смещения и расстояния) верен, насколько можно судить, для красных смещений, соответствующих скоростям до 100 тыс. км в секунду (треть скорости света). В целом, если учесть коррекцию Бааде и объединить измерения с данными об областях HII, само это открытие означает, что галактики втрое дальше от нас, чем полагал Хаббл, и что значение постоянной Хаббла не может превышать 180. Однако это был лишь первый шаг, который задал логику всех проектов Сэндиджа в 1950-х годах и позже: каждое следующее уточнение, сделанное с помощью пятиметрового телескопа, сокращало постоянную Хаббла. С годами она становилась все меньше и меньше.
Шаровые звездные скопления также оказалось возможным использовать в качестве стандартных свечей, поскольку после измерения расстояния до ближайших галактик стало ясно: у наиболее ярких шаровых скоплений примерно одинаковая яркость, в какой бы галактике они ни находились. Постепенно и очень медленно наращивая базу данных, Сэндидж понял, что для ориентиров расстояний можно использовать даже целые галактики, поскольку в рамках крупных кластеров обычно присутствует одна очень яркая галактика и ее истинная яркость примерно одинакова для всех таких кластеров.
Ключевым шагом во всех этих исследованиях стало измерение расстояний до большого скопления галактик, лежащего в направлении созвездия Девы (но намного дальше его), поэтому известного как скопление Девы. Наш Млечный Путь, его спутники Магеллановы облака и галактика Андромеды входят в небольшую группу галактик (Местную группу), объединенную гравитацией аналогично тому, как связаны ею звезды внутри Млечного Пути. Хотя измерение расстояний внутри Местной группы полезно, например, для калибровки яркости других объектов в сопоставлении с цефеидами, эти измерения ничего не говорят нам об отношении красного смещения и расстояний: галактика Андромеды движется в нашу сторону и ее свет демонстрирует не красное, а синее смещение. В этой ситуации сила тяготения преодолевает расширение пространства. Полностью эффект расширения пространства можно наблюдать только между галактическими кластерами (или между ними и нашей Местной группой), которые можно считать точками (или пробными частицами, говоря языком космологии) на поверхности воображаемого наполняющегося шара Джеймса Джинса, удаляющимися друг от друга все сильнее по мере растягивания материала шара. Скопление Девы включает более 2500 галактик и многочисленные шаровые скопления, на которые можно опираться при исчислении расстояний. После выяснения расстояния до скопления Сэндидж смог сделать следующий шаг в еще более отдаленный космос. С помощью пятиметрового телескопа и цефеид астроному удалось углубиться в пространство на 5 млн световых лет, области HII позволили ему заглянуть за десяток, а скопление Девы – добраться примерно до 65 млн световых лет. В итоге оценки расстояний Сэндиджа преодолели планку в 300 млн световых лет за счет использования галактик в роли стандартных свечей. При такой выборке можно было не сомневаться, что Вселенная изучена достаточно для уверенных выводов относительно истинного соотношения красных смещений и расстояний.
К 1958 году он смог прийти к заключению, что значение постоянной Хаббла составляет около 75 в обычных единицах, но, поскольку на всех этапах исследований были некоторые неопределенности, оно может оказаться и чуть меньше 50, и чуть больше 100. Однако до общепризнанности это значение прошло еще долгий путь.
Проблема заключалась в отсутствии согласия ученых относительно постоянной Хаббла. Другие астрономы применяли свои приемы и учитывали иные допуски для таких явлений, как межзвездное покраснение, соответственно, у них выходили иные величины, причем обычно намного превышавшие данные Сэндиджа: он единственный учитывал максимум корректирующих факторов. На начало 1960-х годов существовали как минимум три другие оценки значения постоянной от уважаемых исследователей. Одни считали, что оно находится в диапазоне от 143 до 227, другие – от 120 до 130, третьи – от 130 до 140. И даже абсолютный авторитет Сэндиджа в этой области и применение им самого передового пятиметрового телескопа не смогли преодолеть убеждение астрономического сообщества, что, поскольку большинство думает иначе, постоянная должна быть выше, чем он полагает. К тому времени, когда я сам начал всерьез изучать астрономию (середина 1960-х годов[172]), большинство космологов использовали значение в 100 км в секунду на Мпк: они признавали, что оно может оказаться завышенным, зато с таким круглым числом было очень удобно работать.
С этим значением, однако, были связаны две проблемы. Первую все знали, но игнорировали: Н = 100 давало возраст Вселенной менее 9 млрд лет, при этом возраст шаровых скоплений в то время определялся примерно в 15 млрд лет с некоторыми допусками, которые, впрочем, однозначно не разрешали опустить это число ниже 10 млрд. О другой проблеме никто, кажется, не знал или не задумывался. Будучи студентом, я прочел комментарии Эддингтона о заурядности размеров Млечного Пути и был впечатлен. Но если Н = 100, то Млечный Путь примерно вдвое больше других спиральных галактик. И вообще при любом значении больше 70 оказывается, что и Млечный Путь, и туманность Андромеды больше, чем любые галактики из скопления Девы. Сегодня это звучит уже не столь радикально, но в юности меня очень смущало. Однако я не чувствовал себя вправе спорить с преподавателями, которые, стоило мне заикнуться о проблеме, покровительственно советовали не трогать этот вопрос и оставить его более серьезным специалистам. Эта ситуация вскрывает очень серьезный момент: в начале 1960-х никто (кроме, может быть, Георгия Гамова и Жоржа Леметра, оба они были еще живы) в глубине души не верил, что Большой взрыв действительно был. Космология все еще оставалась некой научной игрой, которой развлекали себя избранные умы с помощью абстрактных уравнений. Соответствовали ли их результаты реальности, мало кого волновало.
