65 ½ (не)детских вопросов о том, как устроено всё

В предыдущей главе мы сказали, что возраст нашей Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет. Но как физики это вычислили? Вообще, многие ученые и философы прошлого считали, что Вселенная вечна и неизменна, что она существовала всегда. Однако данные наблюдений за звездным небом вынудили отказаться от этой идеи.

А началось все в 1917 году, когда в обсерватории Маунт-Уилсон (Калифорния, США) установили новый 100‐дюймовый рефлекторный телескоп Хукера, самый большой на тот момент во всем мире. Через два года в эту обсерваторию прибыл молодой астроном Эдвин Хаббл (1889–1953), который сразу принялся изучать далекие космические туманности при помощи нового телескопа. За несколько лет наблюдений он убедительно показал, что эти туманности находятся слишком далеко, чтобы быть частью нашей галактики, и по сути являются такими же галактиками, как и наш Млечный Путь. Таким образом, Хаббл многократно расширил наши представления о размерах Вселенной. Ведь до этого считалось, что Вселенная ограничивается лишь нашей галактикой. А оказалось, что таких галактик во Вселенное великое множество!

Но этим открытия Хаббла не ограничились. Ведь ранее неизведанные области Вселенной нужно было изучать. Поэтому Хаббл занялся измерением расстояний от Земли до разных галактик и обнаружил очень странное явление. Оказалось, что, в какую бы часть неба мы бы ни посмотрели, все наблюдаемые галактики от нас удаляются[137]. Более того, чем дальше галактика, тем больше скорость, с которой она улетает. Все выглядит так, как будто мы находимся в центре Вселенной, а все наблюдаемые звезды и галактики разлетается от нас в разные стороны. Как можно это объяснить?

Если бы скорости разбегания галактик никак не зависели от расстояния до них, то, действительно, можно было бы предположить, что Земля находится в центре Вселенной. Но поскольку наблюдается очень четкая зависимость скоростей галактик от расстояния до них, то значит, тут есть какая-то закономерность. И эта закономерность отлично описывается решением уравнений Эйнштейна, полученным за несколько лет до этого, в 1922 году, российским математиком Александром Александровичем Фридманом (1888–1925). Ему удалось найти первое нестационарное (т. е. непостоянное, зависящее от времени) решение уравнений общей теории относительности. Оно описывает пространство, в котором расстояния между всеми объектами постоянно увеличиваются. То есть такая Вселенная будет все время расширяться.

Сам Фридман относился к теории Эйнштейна больше как математик, полагая, что «его дело – указать возможные решения уравнений Эйнштейна, а там пусть физики делают с этими решениями, что они хотят»[138]. Но физики изначально отнеслись к решению Фридмана весьма скептически. Даже Эйнштейн не мог поверить, что такая Вселенная возможна. Он полагал, что Вселенная должна быть стационарной, т. е. вечной и неизменной, несмотря на то, что его же собственные уравнения говорили об обратном. Поэтому Эйнштейн решил модифицировать уравнения общей теории относительности[139] и добавил в них еще одно слагаемое – так называемый лямбда-член:

в надежде на то, что с его помощью ему все-таки удастся получить стационарные решения.

Однако детальный анализ новых уравнений показал, что даже с учетом дополнительного лямбда-члена решения получаются нестационарными. А любое стационарное решение оказывается неустойчивым, и при малейшем возмущении такая Вселенная начнет расширяться или сжиматься. Так что в итоге Эйнштейну пришлось признать правильность решения Фридмана и отказаться от идеи неизменной Вселенной. Тем более что на это прямо указывали открытия Хаббла. Ведь разбегающиеся во все стороны галактики как раз подтверждали факт расширения Вселенной: чем дальше галактика от нас находится, тем больше расширяющегося пространство между нами, тем с большей скоростью она от нас удаляется.

Предложенный Эйнштейном лямбда-член не справился со своей задачей, и физики на несколько десятилетий о нем забыли. Но впоследствии оказалось, что именно эта добавка к уравнениям общей теории относительности объясняет ускоренное расширение Вселенной, начавшееся примерно 6–7 миллиардов лет назад. Это дополнительное слагаемое получило название темной энергии. Но об этом мы поговорим уже в главе «Чем темная энергия отличается от темной материи?» (стр. 338).