Почему небо темное. Как устроена Вселенная

В итоге нужный человек оказался в нужном месте в нужное время. Известный американский астроном Мил-тон Хьюмасон, работавший в то время в обсерватории ночным ассистентом, так вспоминал о Хаббле, начавшем работу на Маунт Вилсон: «Уверенность и энтузиазм… были обычными для него при решении всех своих проблем. Он твердо знал, что хотел делать и как это выполнить». Что же касается места и времени, то совсем недавно — в ноябре 1917 года — в обсерватории вступил в строй крупнейший в мире 100-дюймовый телескоп-рефлектор. Столь удачное сочетание исследователя, полного новых идей и желания их реализовывать, и уникального инструмента не могло не привести к выдающимся результатам.

Одним из таких результатов стало обнаружение Хабблом осенью 1923 года переменных звезд в галактике M 31 (туманность Андромеды), а затем в NGC 6822 и в M 33 (туманность Треугольника). Некоторые из этих переменных оказались цефеидами[10] — замечательными звездами, для которых в начале XX века была установлена четкая зависимость между периодом колебаний блеска (P) и светимостью (L). Тем самым цефеиды дают возможность оценить расстояние до них — построив кривую блеска звезды, можно найти период колебаний, а затем, зная как у таких звезд связаны P и L, можно найти истинную светимость, а сравнивая наблюдаемый блеск цефеиды и L, находим расстояние.

Рис. 15. Эдвин Пауэл Хаббл (1889–1953)

Изучив ряд цефеид в M 31 и M 33, Хаббл пришел к выводу, что обе галактики находятся на расстоянии около 900 000 световых лет. Это сразу выводило туманности Андромеды и Треугольника далеко за пределы Млечного Пути и, по сути, решало так долго вызывавшую споры проблему природы «туманных пятен». Границы наблюдаемой Вселенной безмерно раздвинулись, и на смену картине, показанной на рис. 14, пришло представление о Вселенной, заполненной бесчисленными звездными островами, среди которых наш Млечный Путь ничем особенным (конечно, за исключением нашего существования!) не выделяется (рис. 16).

Рис. 16. Центральная область скопления галактик в Персее

Эдвин Хаббл продолжил наблюдательное исследование мира галактик и вскоре ему было суждено совершить еще одно фундаментальное открытие.

2.1. Расширение Вселенной

Пустота все чаще требует расширения жизненного пространства.

Станислав Ежи Лец

Расширение Вселенной — это, наверное, самое грандиозное из известных человечеству явлений. Непросто представить себе, что огромные галактики и их колоссальные скопления на протяжении многих миллиардов лет стремительно разлетаются друг от друга, будто гонимые неведомой силой. Еще менее просто принять очевидные следствия такого разлета. Но расскажем обо всем по порядку.

Открытие расширения Вселенной, как и многие другие великие достижения человечества, не было совершено одним человеком и, тем более, не было сделано в результате внезапного озарения. Любому открытию, как правило, предшествует длительная подготовительная работа — часто очень утомительная и не слишком интересная. Наивные анекдоты — например, про Архимеда и ванну, про яблоко Ньютона, про явившуюся Менделееву во сне периодическую систему — отражают лишь завершающий этап открытия, когда исследователю вдруг становится ясно то, над чем он очень долго размышлял.

Расширение Вселенной было открыто и, что не менее важно, правильно интерпретировано как реальное расширение, не сразу и было сделано не в одиночку. Ключевые имена в этой истории — это, конечно, А. А. Фридман (рис. 17) и уже знакомый нам Эдвин Хаббл, однако очень большой вклад был внесен и целым рядом других исследователей. Обнаружение расширения Вселенной неоднократно подробно описывалось и поэтому я остановлюсь лишь на важнейших этапах этой истории.

Рис. 17. Александр Александрович Фридман (1888–1925)

1912 год: Американский астроном Весто Слайфер начинает спектральные наблюдения туманности Андромеды на 24-дюймовом рефракторе Ловелловской обсерватории. К концу года он накопил несколько фотографических пластинок, полученных с многочасовыми экспозициями, и смог оценить систематическое смещение спектральных линий в спектре туманности по сравнению со спектром сравнения (в качестве стандарта лучевых скоростей использовался Сатурн). Результат оказался неожиданным — если интерпретировать смещение спектральных линий как следствие эффекта Доплера, то «мы можем заключить, что туманность Андромеды приближается к Солнечной системе со скоростью около 300 км/с». В конце своей заметки, опубликованной в 1913 году, Слайфер пишет: «расширение работы на другие объекты обещает результаты фундаментальной важности, но слабость спектров делает работу тяжелой, а накопление результатов — медленным».