Книга: Математика космоса [Как современная наука расшифровывает Вселенную]

* * *

Уже через несколько лет появились данные, подтвердившие гипотезу Леметра. В главе 11 мы видели, как расчетчица Хаббла Ливитт при составлении каталога блеска тысяч звезд заметила математическую закономерность на одном конкретном типе переменных звезд, известных как цефеиды. Оказалось, что собственный блеск, или светимость, таких звезд связан определенными математическими закономерностями с периодом изменения блеска. Это позволяет астрономам использовать цефеиды как эталонные источники света — ведь для такой звезды видимый блеск всегда можно сравнить с истинным блеском и определить таким образом расстояние до нее.

Поначалу применение этого метода ограничивалось лишь звездами нашей Галактики, поскольку телескопы тогда еще не умели различать отдельные звезды в других галактиках, а тем более выделять их спектры, по которым можно определить, не является ли данная звезда цефеидой. Но телескопы совершенствовались, и Хаббл поставил себе серьезную задачу: определить, насколько далеки от нас галактики. Как описывалось в главе 12, в 1924 году он воспользовался полученным Ливитт соотношением расстояние — блеск, чтобы оценить расстояние до Галактики Андромеды M31. Его ответ был 1 млн световых лет; современная оценка составляет 2,5 млн.

Ливитт удалось совершить небольшой шаг для женщины, но огромный скачок вверх по лестнице космических расстояний. Понимание закономерностей переменных звезд помогло связать геометрический метод параллакса с наблюдениями видимого блеска звезд. Теперь Хабблу предстояло сделать еще один скачок и открыть тем самым возможность определения любых космологических расстояний, какими бы большими они ни были.

Эта возможность появилась из неожиданного открытия Весто Слайфера и Мильтона Хьюмасона: спектры многих галактик оказались сдвинуты к красному концу спектрального диапазона. Похоже было, что сдвиг этот вызван эффектом Доплера, и тогда получалось, что эти галактики должны двигаться прочь от нас. Хаббл взял 46 галактик, в которых имелись известные цефеиды, а значит, можно было достоверно судить о расстоянии до них, и нанес полученные результаты на график в координатах расстояние — красное смещение. На графике получилась прямая линия, и это означало, что галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них. В 1929 году он опубликовал это соотношение в виде формулы, которую мы теперь называем законом Хаббла. Коэффициент пропорциональности — постоянная Хаббла — составляет около 70 километров в секунду на мегапарсек. Первая оценка Хаббла была в семь раз больше.

На самом деле шведский астроном Кнут Лундмарк высказал ту же идею в 1924 году, за пять лет до Хаббла. Для оценки расстояний до галактик он воспользовался их видимыми размерами, и его оценка «постоянной Хаббла» была куда более точной — от современной она отличалась меньше чем на 1 %. Однако работа Лундмарка не привлекла к себе внимания астрономического сообщества, поскольку его методы не были проверены при помощи независимых измерений.

Сегодня астрономы могут оценить расстояние до любого объекта по его спектру; для этого нужно лишь, чтобы в спектре можно было выделить достаточно спектральных линий, чтобы определить красное смещение[82]. Практически все галактики демонстрируют красное смещение, так что мы вполне можем вычислить, как далеко от нас они находятся. Все они движутся от нас прочь. Так что либо Земля лежит в центре громадной расширяющейся области — что противоречит принципу Коперника, согласно которому мы не представляем собой ничего исключительного, — либо вся Вселенная увеличивается в размерах и инопланетяне в другой галактике видят вокруг себя ту же картину.

Открытие Хаббла стало серьезным аргументом в пользу Леметрова «космического яйца». Если отыграть расширяющуюся Вселенную назад во времени, то все сожмется в точку. Теперь, вновь запуская время в нормальном направлении, мы видим, что Вселенная должна была начаться с точки. Вселенная не появляется из яйца: она и есть яйцо. Яйцо это появляется из ниоткуда и растет. И пространство, и время рождаются из ничего, и, как только они возникают, начинается развитие сегодняшней Вселенной[83].

Когда наблюдения Хаббла убедили Эйнштейна в том, что Леметр с самого начала был прав, он понял, что вполне мог заранее предсказать космическое расширение. Его стационарное решение можно было модифицировать в расширяющееся, и расширение предотвратило бы гравитационный коллапс. Тогда не возникло бы нужды в досадной космологической константе ?: по существу, ее роль заключалась в том, чтобы служить подпоркой неверной теории. Эйнштейн исключил ? из своей теории и позже сказал, что ее включение было его самым серьезным заблуждением.

Вершиной всей этой работы стала стандартная модель пространственно-временной геометрии Вселенной — метрика Фридмана — Эйнштейна — Робертсона — Уолкера, окончательно сформулированная в 1930-е годы. На самом деле это целое семейство решений, каждое из которых дает возможный вариант геометрии. Там присутствует и параметр, определяющий кривизну, которая может быть положительной, отрицательной или равной нулю. Каждая вселенная в этом семействе гомогенна (однородна, одинакова во всех точках) и изотропна (одинакова во всех направлениях) — это главные условия, принятые при выводе формулы. Пространство-время может расширяться или сжиматься, а его базовая топология может быть простой или сложной. Эта метрика допускает также включение космологической константы.