Большая история. С чего все начиналось и что будет дальше

Этот же принцип действует в отношении звездного света. Если звезда или галактика движется к Земле, это выглядит, как будто частота ее световых волн увеличивается. Наши глаза интерпретируют видимый свет более высокой частоты как синий, и мы говорим, что свет сдвинулся к синему краю электромагнитного спектра. Но если объект удаляется от Земли, для наблюдателя частота его света сдвинется к красному краю спектра. Астрономы называют это красным смещением. И можно определить, с какой скоростью движется звезда или галактика, измерив сдвиг частоты.

В 1814 году молодой немецкий ученый Йозеф фон Фраунгофер создал первый спектроскоп, особую призму, которая раскладывает звездный свет на частоты точно так же, как стеклянная призма раскладывает свет на цвета радуги. Фраунгофер обнаружил, что в спектре солнечного света на некоторых частотах есть тонкие темные линии, как будто космологический штрихкод. Двое других немецких ученых, Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен, в конце концов показали в лаборатории, что определенные химические элементы испускают и поглощают световую энергию определенных частот. По-видимому, темные линии получались из-за того, что свет солнечного ядра в более холодных внешних областях Солнца поглощают атомы различных элементов. В результате на соответствующих частотах снижается энергия, и в спектре излучения остаются темные полосы. Они называются абсорбционными линиями, и разные элементы дают разное их расположение. Так, есть линии, типичные для углерода и железа. Если звездный свет смещен в красную часть спектра, все они смещаются туда же, и можно даже точно измерить насколько. Астрономы используют этот эффект как аналог полицейского радара для контроля скорости.

В начале XX века американский астроном Весто Слайфер с помощью этих методов показал, что неожиданно большое количество астрономических объектов демонстрирует красное смещение, то есть удаляется от Земли, причем довольно быстро. То, как они разбегаются, было очень странно. Истинное значение этого явления стало понятно, лишь когда другой американский астроном Эдвин Хаббл совместил эти данные с измерениями расстояний до таких удаленных объектов.

Оценить расстояние до звезд и туманностей – задача хитрая. В принципе можно использовать придуманный греками параллактический метод, как в геодезии. Можно посмотреть, не смещаются ли одни звезды на небе относительно других за несколько месяцев, по мере движения Земли вокруг Солнца. Если это так, с помощью тригонометрии можно понять, на каком расстоянии они находятся. К сожалению, даже ближайшая к нам звезда, Проксима Центавра, находится так далеко (на расстоянии около четырех световых лет от Земли), что невозможно зафиксировать какое-либо ее движение без сложного оборудования. Астрономы сумели измерить расстояние до ближайших звезд с помощью параллакса лишь в XIX веке. В любом случае объекты, которые исследовал Весто Слайфер, находятся гораздо дальше.

К счастью, в начале XX века Генриетта Ливитт, астроном из Гарвардской обсерватории, придумала, как измерить расстояние до удаленных звезд и туманностей с помощью особого типа звезд – пульсирующих цефеид, яркость которых изменяется по весьма точной закономерности (к цефеидам относится Полярная звезда). Она вывела простую корреляцию между частотой колебаний и светимостью, или яркостью, звезды и поэтому смогла вычислить абсолютную яркость цефеиды. Затем, сравнивая ее с видимой яркостью звезды, наблюдаемой с Земли, она сумела вычислить расстояние до нее, потому что количество света уменьшается пропорционально квадрату расстояния, которое тот проходит. Благодаря этому замечательному методу появились астрономические стандартные свечи, которые потребовались Эдвину Хабблу, чтобы сделать два важнейших открытия о Вселенной.

В начале XX века большинство астрономов считали, что вся Вселенная содержится в нашей галактике, Млечном Пути. В 1923 году Хаббл с помощью одного из мощнейших в мире телескопов обсерватории Маунт-Вилсон в Лос-Анджелесе показал, что цефеиды туманности Андромеды, как она тогда называлась, расположены слишком далеко, чтобы находиться в нашей галактике. Это доказывало то, что подозревали некоторые астрономы: Вселенная значительно больше Млечного Пути и состоит из множества галактик помимо нашей.

Хаббл сделал еще более удивительное открытие, когда стал с помощью цефеид измерять расстояния до множества удаленных объектов. В 1929 году он показал, что почти все галактики, по-видимому, удаляются от нас, причем у самых удаленных объектов наибольшее красное смещение. Иными словами, чем дальше находится объект, тем быстрее он удаляется. А это должно было означать, что вся Вселенная расширяется. Бельгийский астроном Жорж Леметр уже подозревал это на чисто теоретических основаниях. Он также указывал, что если сейчас Вселенная расширяется, то в какой-то момент в прошлом она должна была представлять собой крошечное пространство, которое он называл первозданным атомом.