Книга: 13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего

Вдвое дальше

Вдвое дальше

Космология Эйнштейна – де Ситтера привлекательна еще и потому, что предлагает простой способ рассчитать возраст Вселенной с опорой на постоянную Хаббла (Н). Если Вселенная расширяется с постоянной скоростью начиная со времени Большого взрыва, то ее возраст (время, прошедшее после взрыва) равен единице, деленной на Н: и километры, и мегапарсеки – единицы расстояния, и при делении мы получаем секунды, а из них годы. Получившийся «возраст» известен как время Хаббла. Но расширение Вселенной с момента Большого взрыва замедлилось, поэтому значение Н за это время уменьшилось. Постоянная Хаббла постоянна в том смысле, что она одна и та же для любой точки Вселенной в определенный момент (одну и ту же космическую эпоху), но не во времени вообще. Поэтому иногда астрономы называют ее не постоянной, а параметром Хаббла или говорят, что постоянная Хаббла есть значение параметра Хаббла для конкретной эпохи. Поскольку в прошлом Вселенная расширялась быстрее, то для достижения ею нынешнего состояния понадобился меньший период, чем время Хаббла. Но насколько он был меньше? Здесь нам как раз пригодится простота модели Эйнштейна – де Ситтера.

В космологической модели Эйнштейна – де Ситтера возраст Вселенной составляет всего две трети от времени Хаббла. Это дает нам период немногим более чем миллиард лет при значении Н в 500 км в секунду на Мпк, что находится в явном противоречии с уже известным в 1930-е годы возрастом Земли (и в несколько менее явном противоречии с возрастом звезд).

В большом значении постоянной есть и еще одна странность, помимо конфликта между предполагаемым возрастом Вселенной и возрастом звезд, но в 1930-е годы ее мало кто заметил. Значение постоянной Хаббла определялось путем точного измерения расстояний до галактик и сопоставления этих данных с их красным смещением. Получив значение этой постоянной, с ее помощью можно определять расстояния; именно поэтому Хаббл изначально и заинтересовался измерением красных смещений. Постоянную Хаббла можно использовать для оценки масштабов Вселенной. Чем меньше расстояния до других галактик, тем больше значение постоянной Хаббла, поскольку расширение пространства быстрее разнесло галактики на их нынешние расстояния. И наоборот, чем больше эта постоянная, тем меньше расстояния между галактиками. Измерения Хаббла, начавшиеся с цефеид и продолженные в других частях Вселенной, явно доказывают, что спиральные туманности – не звездные облака внутри Млечного Пути, а галактики вне его пределов. Согласно тем же измерениям, эти галактики все же расположены довольно близко к нам и друг к другу, что означает: если сопоставить их видимые размеры с расстоянием до них, то они должны быть значительно меньше Млечного Пути. Может быть, мы все-таки живем в самой большой Галактике во Вселенной?

Такое предположение в начале 1930-х годов не казалось совсем уж невероятным, но нашелся человек, подвергший его сомнению, – Артур Эддингтон. В своей книге «Расширяющаяся Вселенная», опубликованной в 1933 году и содержавшей чуть ли не первое популярное изложение новейших астрономических открытий, он поясняет:

Это пример того, что называется принципом заурядности Земли: он гласит, что в нашем положении во Вселенной нет ничего исключительного. Эддингтон значительно опередил свое время, и до конца 1930-х годов на его замечание не обращали особого внимания. Но если принять как данность, что Млечный Путь – средняя по размеру спиральная галактика, и скорректировать масштаб расстояний (изменив постоянную Хаббла), отодвинув другие спиральные галактики на достаточное расстояние, чтобы их средний размер был сопоставим с размером Млечного Пути, значение постоянной Хаббла придется сократить примерно в десять раз и таким образом увеличить расчетный возраст Вселенной с миллиарда с чем-то до десяти с чем-то миллиардов лет. Эддингтон, однако, остановился на пороге этого открытия[164]. В период, когда он писал книгу, другим способом доказать принцип заурядности мог бы стать поиск галактик размером с Млечный Путь, окруженных мелкими спиральными туманностями, за пределами досягаемости имевшихся тогда телескопов. Определить, какой ответ на вопрос о нашем месте во Вселенной верен, можно было лишь постфактум, изучив большое количество галактик. Оценка постоянной Хабблом и Леметром действительно оказалась завышенной. Первая и самая серьезная корректировка ее значения произошла в результате дальнейших наблюдений в 1940-х годах, примерно тогда, когда Георгий Гамов с энтузиазмом стал пропагандировать идею Большого взрыва.

Этим прорывом мы частично обязаны периоду Второй мировой войны и беспомощности немецкого астронома Вальтера Бааде во всем, что не касалось астрономии. Бааде родился в Шреттингхаузене в 1893 году, всего на четыре года позже Хаббла. Он получил докторскую степень в Геттингене в 1919 году и одиннадцать лет проработал в Бергедорфской обсерватории при Гамбургском университете, а затем переехал в США, поскольку наиболее сильные телескопы в те годы находились именно там. Он устроился наблюдателем в Маунт-Вилсон вскоре после того, как Хаббл и Хьюмасон опубликовали первые работы по взаимосвязи красного смещения и расстояний до туманностей. Совместно с Хабблом и другими исследователями Бааде изучал сверхновые и отдаленность других галактик и приобрел репутацию отличного наблюдателя. Его жизнь вне работы, однако, была гораздо менее успешной, и хотя ученый намеревался получить американское гражданство и в 1939 году даже начал оформлять документы, при переезде он потерял нужные бумаги и вынужден был начать все заново. Прежде чем он успел сделать это, в декабре 1941 года японцы атаковали Пёрл-Харбор и Германия, союзница Японии, объявила Соединенным Штатам войну. Таким образом, формально Бааде оказался подданным враждебного государства и поначалу подпал под действие особого комендантского часа, запрещавшего ему покидать жилище между 20:00 и 6:00. Таким образом, он потерял возможность наблюдать за звездами по ночам[165].

В течение нескольких последующих месяцев много исследователей (включая Хаббла) были призваны в армию или на работы для нужд фронта, и в итоге Бааде оказался самым старшим из оставшихся в Маунт-Вилсоне астрономов. К тому времени он был признан не несущим опасности для страны, но непригодным для участия в обороне, что позволило ему возобновить наблюдения с помощью 2,5-метрового телескопа. Как раз в это время появилась новая, более чувствительная фотопластинка, а в Лос-Анджелесе по ночам стали отключать электричество: в распоряжении Бааде был лучший в мире телескоп, передовые фототехнологии и максимально темное небо. Это лишь незначительно облегчило исследование тусклых звезд в галактиках за пределами Млечного Пути, но к 1943 году Бааде был уже наблюдателем высшего класса и смог сфотографировать намного менее яркие объекты, чем это удавалось Хабблу, и даже начать подробное исследование туманности Андромеды.

Вальтер сумел обнаружить отдельные звезды не только во внешнем слое этой галактики (где Хаббл отыскал цефеиды), но и в ее глубине, которая до этого на фотографиях отображалась как неясное пятно. Его первым крупным открытием стал факт, что туманность Андромеды состоит из звезд двух типов. Это могло означать, что все спиральные галактики, включая Млечный Путь, имеют аналогичную структуру. Один вид звезд (Бааде назвал его Населением I) расположен ближе к краю галактики – в диске и спиральных рукавах. Это горячие молодые звезды голубого или желтого цвета, несущие большие объемы тяжелых элементов. Звезды в центральной области галактики – утолщенном ядре – получили название Населения II: это более старые и холодные красные звезды с очень низкой металличностью. Аналогичный тип звезд присутствует в шаровых звездных скоплениях. Дальнейшие исследования показали, как уже говорилось в первой части книги, что звезды Населения II сформировались из первичного материала, входившего в состав предыдущих поколений звезд, что действительно все спиральные галактики устроены так же и что наше Солнце, относительно богатое тяжелыми элементами, относится, безусловно, к Населению I.

В 1944 году Бааде также обнаружил, что переменные цефеиды тоже делятся на два типа, связанных с Населениями. Цефеиды Населения I сегодня известны как классические, а Населения II – как тип W Девы (по характерному представителю). Каждый вид обладает особым соотношением периода и светимости, но в целом цефеиды типа W Девы более тусклые, чем классические. В 1944 году это открытие не изменило представления астрономов о космологической шкале расстояний, поскольку Хаббл изучал классические цефеиды, подобные находящимся в нашей части Млечного Пути, и это не вызвало противоречий в его работе. Но, как только появились более современные технологии, были сделаны открытия, изменившие астрономическую картину Вселенной.

На этот раз новой технологией стал еще более крупный и совершенный телескоп – пятиметровый рефлектор на горе Паломар[166], введенный в строй в 1948 году и на протяжении последующих сорока пяти лет остававшийся самым мощным прибором такого типа на Земле (он и сейчас работает и приносит большую пользу науке). Перенеся весь свой опыт на новую технику и применяя лучшие из доступных фототехнологий, Бааде с уверенностью взялся за исследование переменных типа RR Лиры в галактике Андромеды. Эти звезды менее яркие, чем цефеиды, но очень удобны для определения расстояний. Их часто можно найти в шаровых скоплениях, и Бааде был уверен, что обнаружит их и в туманности Андромеды. Но не обнаружил. Он смог вычленить в шаровых скоплениях самые яркие звезды, но тусклых переменных типа RR Лиры не увидел. Если допустить, что красные гиганты, наблюдаемые Бааде в шаровых скоплениях галактики Андромеды, обладают теми же характеристиками, что и находящиеся в шаровых скоплениях нашей Галактики, переменные типа RR Лиры действительно нельзя было бы обнаружить доступными астроному приборами из-за их тусклости. Но чтобы быть столь тусклыми, красные гиганты должны находиться на значительно большем расстоянии, чем то, которое Хаббл определил для туманности Андромеды. Причина ошибки вскоре стала ясна, и она отсылала ученых к изначальному процессу определения дистанций до цефеид, который придумал Шепли за тридцать лет до того.

В ходе поиска логики в расстояниях Шепли использовал данные для каждой цефеиды, которую смог найти. К сожалению, ему попадались цефеиды и из Населения I, и из Населения II – к концу 1940-х годов это стало понятно. Эти звезды Населения I ярче, и можно подумать, что это сделало бы ошибку Шепли очевидной. Но они находятся в диске Млечного Пути, где много пыли (больше, чем предполагалось во времена Шепли), что мешает их рассмотреть. Цефеиды Населения II располагаются выше и ниже галактического диска, пыли там меньше. Шепли просто не повезло: наблюдаемые им более яркие звезды оказались затемненными пылью почти точно до уровня светимости менее ярких. Выходит, что Хаббл рассматривал цефеиды Населения I (классические), применяя к ним принципы расчета расстояний, в действительности относящиеся к цефеидам Населения II (типа W Девы). Использованные в его вычислениях звезды были ярче, чем ему казалось. Чтобы выглядеть настолько тускло, они должны быть значительно дальше от нас. Выходило, что туманность Андромеды находится на примерно вдвое большем расстоянии от нас, чем предполагал Хаббл, и что точно такой же коррекции следует подвергнуть всю шкалу расстояний во Вселенной, сократив постоянную Хаббла примерно до 250 км в секунду на Мпк. Объявленный в 1952 году результат исследований Бааде произвел эффект разорвавшейся бомбы и попал на первые полосы газет: размеры Вселенной внезапно удвоились! Но, что даже еще более важно, удвоился ее возраст: он составил почти 4 млрд лет, что уже не так сильно отличалось от ранее рассчитанного возраста Земли. Даже в 1952 году еще не было точно известно, сколько лет звездам, и 5 млрд представлялись разумным предположением: оставшийся разрыв не вызывал особых сомнений. Но в течение 1950-х годов оценки возраста Вселенной продолжили расти, а для звезд они росли еще быстрее; при этом противостоящая теории Большого взрыва стационарная модель Вселенной не собиралась сдавать позиции.