Читать книгу "Гонка за Нобелем - Брайан Китинг"

Хаббл начал охотиться за цефеидами за пределами нашей Галактики. Чем больше таких цефеид — и галактик — он находил, тем больше становилась наша Вселенная. Используя метод спектрального анализа излучения астрономических объектов, усовершенствованный Весто Слайфером, Хаббл обнаружил, что может измерять не только расстояние, но и скорость движения галактик. Слайфер пытался это делать еще в 1917 году{1}. На тот момент астрономы уже открыли феномены синего и красного смещения: спектр излучения астрономического объекта кажется более синим, если объект приближается к нам, и более красным, если удаляется. Это явление — оптический аналог хорошо знакомого нам акустического эффекта Доплера, который объясняет, например, почему при приближении машины скорой помощи звук сирены становится более высоким, а при удалении — более низким. Красное и синее смещение проявляется в виде заметного сдвига спектральных линий в красную или синюю сторону на спектрограммах (так называются фотографии спектров астрономических объектов).

Хаббл начал с туманности Андромеды и обнаружил, что та медленно, но верно приближается к Млечному Пути. Это было вполне объяснимо, поскольку галактики находятся под действием взаимного гравитационного притяжения. Такое же сближение наблюдалось и с некоторыми другими близлежащими галактиками. Вселенная стала казаться понятной. Пока в один прекрасный день все не изменилось.

* * *

В 1922 году, за год до того, как Хаббл открыл свою знаменитую цефеиду VAR! Эйнштейн получил Нобелевскую премию. Назвать эту награду разочаровывающей было бы преуменьшением; предстоящий приз он обещал передать к тому времени уже бывшей жене Милеве, что было оговорено условиями их развода в 1918 г.{2} Хотя многие считают, что Эйнштейн получил премию за создание специальной теории относительности, на самом деле это было не так. Не стало предметом награды и второе его крупнейшее достижение — общая теория относительности, которая описывает, как массивные объекты искривляют ткань пространства-времени, влияя тем самым на траекторию движения света в космосе. Ученые мужи в Нобелевском комитете сочли эти два чисто теоретических открытия «еврейской физикой, вводящей мир в заблуждение». В действительности Эйнштейн получил нобелевское золото за объяснение фотоэлектрического эффекта — феномена, открытого лауреатом Нобелевской премии 1905 года Филиппом Ленардом. Нежелание Нобелевского комитета присуждать высокую научную награду за общую теорию относительности отчасти было понятным: даже сам Эйнштейн не до конца сформулировал ее выводы.

Вскоре после завершения работы над общей теорией относительности в 1916 году Эйнштейн продемонстрировал, что она позволяет объяснить явления, которые не мог объяснить закон всемирного тяготения Ньютона (предложенная в XVIII веке теория, описывающая гравитационное притяжение), например, некоторые странные особенности орбиты Меркурия. В следующем году Эйнштейн сделал еще более смелый шаг. Он решил проверить, действуют ли законы ОТО за пределами Солнечной системы. В конце концов, если принцип Коперника верен, ОТО должна быть применима ко всей галактике Млечный Путь, которая в те времена считалась всей Вселенной.

Увы, Эйнштейн сразу же столкнулся с проблемой. Согласно уравнениям ОТО, Вселенная должна была со временем уменьшаться из-за гравитационного притяжения поля всех звезд. Но Млечный Путь вовсе не сжимался; звездная спектроскопия показывала, что далекие звезды двигались как в сторону Земли, так и прочь от нее. Поэтому Эйнштейн модифицировал свою теорию в соответствии с наблюдаемыми свойствами космоса. Как вы помните, это было задолго до открытий Хаббла, когда все, включая Эйнштейна, считали, что космос за пределами Солнечной системы и горстки соседних звезд неподвижен. Чтобы согласовать модель ОТО со стационарной Вселенной, он ввел в свои уравнения поправочный коэффициент, позже названный космологической постоянной, который предполагал существование своего рода «антигравитации» и таким образом объяснял странное нежелание Вселенной уменьшаться в размерах. На какой-то момент во Вселенной воцарилось равновесие.

В 1922 году, уже после того, как Эйнштейн получил Нобелевскую премию, российский космолог Александр Фридман заинтересовался моделью Эйнштейна. Фридман задался вопросом: что, если включить в уравнения ОТО всю материю и энергию, которые есть во Вселенной? К своему изумлению, он обнаружил, что космос должен либо сжиматься, либо расширяться, но не может быть стационарным, как утверждал Эйнштейн в 1917 году. Сжатие хорошо объяснилось гравитацией. Но Фридмана заинтриговала идея расширения: как такое могло происходить?

К сожалению, жизнь Фридмана оборвалась слишком рано, чтобы он сумел раскрыть эту тайну. В 1925 году, возвращаясь из свадебного путешествия, он заразился брюшным тифом и умер в возрасте 37 лет. Тем не менее его блистательные научные идеи были подхвачены двумя выдающимися космологами — в то время аспирантом Георгием (Джорджем) Гамовым и бельгийским католическим священником и астрономом Жоржем Леметром, преподававшем в Лёвенском католическом университете.

В 1927 году Леметр изучал следствия модели Фридмана: что, если Вселенная действительно не сжимается, а расширяется?

Эйнштейн высмеял идею Леметра, назвав ее «вопиюще» неправильным применением его теории. Учитывая скудость внегалактических наблюдений на тот момент, такой приговор был отчасти объясним. Действительно, к 1927 году уже было открыто множество других галактик, находящихся за пределами Млечного Пути и туманности Андромеды, и их спектры все чаще показывали красное смещение, что означало, что больше половины из них удалялись от нас. Тем не менее эти попытки доказательства расширения Вселенной едва ли были убедительны. Леметр опирался на очень неточные и неполные данные.

К сожалению для Леметра, Хаббл тоже занимался этой темой и, в отличие от бельгийского священника, был вооружен самым мощным телескопом в мире — 254-сантиметровым монстром на горе Вилсон, с помощью которого он мог измерять такие непостижимо огромные космические расстояния, как то, что отделяет нас от туманности Андромеды.

К вопросу о спектре

В 1929 году, после нескольких лет погони за цефеидами и спектроскопических исследований, Хаббл смело сформулировал закон: чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется{3}. Это было дерзкое утверждение, поскольку данных на тот момент имелось недостаточно. Однако подчас даже несовершенные теории позволяют делать правильные описания, как это было в случае гелиоцентрической гипотезы Галилея или предположения Шепли о гигантских размерах Млечного Пути. Часто даже несовершенные данные подкрепляют хорошую теорию. (Предостережение для моих коллег-космологов: такое случается крайне редко!) В конечном счете зависимость между скоростью удаления галактик и расстоянием до них стала называться законом Хаббла[16]. Отец Эдвина Хаббла мог бы гордиться своим сыном: хотя тот не стал известным адвокатом, его именем был назван важный закон.