Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Следующий парадокс называется гравитационным, он был сформулирован в XIX в. астрономом Хуго Зелигером и математиком Карлом Нейманом. Они показали, что если справедливы законы тяготения Ньютона и во Вселенной имеется бесконечное количество звезд, то потенциал поля тяготения в каждой ее точке должен быть бесконечным. Поэтому не ясно, от чего следует отказываться: от закона Всемирного тяготения или от бесконечной Вселенной?

А еще один, самый ранний, фотометрический парадокс был в наиболее ясной форме высказан Генрихом Вильгельмом Ольберсом в 1826 г., после того как Гершель разрешил Галактику на множество звезд: если во Вселенной бесконечное число звезд, то в любом направлении по лучу зрения имеется звезда, и поэтому все небо должно быть одинаково и притом ярко освещено. Если же пространство между звездами не пустое и там есть некий газ, поглощающий это излучение, то он должен был бы, вследствие бесконечного времени, разогреться и все равно светиться.

Но можно ли тогда предположить, что мир не бесконечен, что конечное число звезд сосредоточено в конечном объеме? Нет, нельзя, потому что такое скопление будет гравитационно-неустойчивым, т. е. все звезды будут постепенно стягиваться друг к другу или к какому-то центру масс.

Таким образом, любой вариант плох — о строении Вселенной мы ничего не знаем. И в целом, нужно сказать, этот вопрос в науке и не поднимался.

2. Начало релятивистской космологии: Фридман и Хаббл

Эйнштейн был хорошо осведомлен обо всех этих парадоксах, и в 1917 г. он делает первый шаг к их решению: Вселенная предполагается конечной в пространстве, а для того, чтобы добиться этого, он постулирует так называемый космологический, или лямбда-член, фактически это некая глобальная сила или кривизна пространства, отличная от ньютоновской и ведущая к уменьшению притяжения на больших расстояниях. Как он пишет Эренфесту: «Я опять набрел в теории тяготения на нечто такое, за что меня могут упрячь в сумасшедший дом».

Эйнштейн сперва связывает с полученным так уравнением надежды на объединение тяготения с электромагнетизмом, но затем отказывается от введения лямбда-члена, охладевает к проблемам космологии и сосредотачивается на построении единой теории поля. (Поиски силы, соответствующей лямбда-члену, — ее иногда называют пятой силой — продолжаются некоторыми энтузиастами и сейчас. В ее пользу говорит, как будто, замедление расхождения галактик с расстоянием.)

В 1922 г. А. А. Фридман[60] находит решения основного уравнения Эйнштейна для вещества, равномерно заполняющего все пространство, в котором все направления равноправны. Эти решения описывают три возможности: существование как неизменной во времени, так и расширяющейся или сжимающейся Вселенной, всего Мира в целом — так что статическая модель оказывается лишь частным случаем полной теории. Эйнштейн вначале выступает против этой теории, но очень скоро меняет свое к ней отношение.

Согласно Фридману, то или иное решение о структуре и поведении Вселенной зависит от плотности вещества в ней. Уравнения Фридмана и становятся основой релятивистской космологии (к аналогичным решениям независимо, но позже пришел профессор-иезуит аббат Жорж Леметр (1894–1966)).

Но решающими успехами и признанием космология обязана Эдвину Хабблу[61]. На самом большом тогда в мире 100-дюймовом (диаметр зеркала около 2,5 м) телескопе он получает фотографии спиральной туманности Андромеды и различает на ее краях отдельные звезды. К концу 1924 г. он нашел среди них двенадцать так называемых цефеид, переменных звезд, зависимость свечения и периодов которых хорошо известны. По их видимым величинам и наблюдавшимся периодам он рассчитывает расстояния до них и получает, по всем двенадцати в отдельности, что эти расстояния… много больше размеров Галактики! (В оценке расстояний он ошибся примерно в два раза, но это не столь существенно.)

Таким образом, Хаббл доказал, что Вселенная вовсе не ограничивается нашей Галактикой — вне ее есть и другие галактики, многие из которых он же открыл и изучил.

К этому времени В. М. Слайфер (1875–1969) проделал большую работу по изучению лучевых скоростей небесных тел (компоненты скорости по линии наблюдения). Для этого он использовал эффект Доплера: смещение спектральных линий удаляющихся объектов в красную сторону, а приближающихся объектов — в фиолетовую сторону.

Хаббл совмещает свои измерения расстояний до далеких объектов и их скорости: звездный, во всех смыслах, час наступает для него к 1929 г. Он анализирует расположение спектральных линий далеких, на пределе видимости, источников. Расстояния между линиями такие, как требует теория Бора, но сами линии не на месте, их частоты много ниже, чем следует, и притом, чем слабее, а следовательно, как можно предположить, дальше этот источник, тем больше и сдвиг.

Более того, Хаббл показывает, что между сдвигом уровней и расстоянием до источника имеется прямая пропорциональность, а ее коэффициент — постоянная величина (закон Хаббла).