Земля и космос. От реальности к гипотезе

С 1887-го по 1889 год шведский астроном Нилс Кристофер Дунер изучил спектр света, идущего от одного, а затем от другого краев солнечного диска. Он в самом деле нашел в первом случае смещение в синюю сторону и красное смещение в другом. Более того, смещение было точно таким, какое можно было бы ожидать из скорости относительно наблюдателя на Земле. Эта скорость была определена достаточно верным методом.

Данный опыт подтвердил «смещение Доплера — Физо», и целое поколение астрономов было вполне с этим согласно, поскольку все выглядело логично и наблюдения не выявляли каких-либо противоречий.

Но знаете, все же кое-какие сомнения оставались. Даже если удаление действительно вызывает красное смещение, мы должны задать вопрос: а нет ли какой-либо еще причины, которая бы вызвала смещение в красную сторону? Может быть такое, что у красного смещения есть еще какая-либо причина?

Игра в науку никогда не давала постоянного иммунитета тем, кто нарушает правила, и в 1910 году вопрос о смещении в красную сторону снова был поднят.

Я приступлю к этому в следующей главе.

Глава 10Далекое расстояние

Увы, меня всегда считали немного наивным, и подобное мнение обо мне особенно часто складывалось, когда я был молод.

К примеру, когда мне было девятнадцать, меня пригласили в семью, которая проживала в соседнем штате. Мне объяснили, на какой станции нужно сойти, но мне не пришло в голову спросить дальнейшую дорогу — от станции до самого дома. Мне не пришло в голову взять на станции такси. Мне также не пришло в голову позвонить моему предстоящему хозяину и попросить его за мной явиться.

Единственное, что я сделал, — это спросил на станции человека, который покупал билеты, как мне пройти на нужную улицу. Он объяснил мне дорогу. Я неуверенно спросил его: «А как долго мне нужно идти?»

Он бесцеремонно ответил: «Долго!»

Я вздохнул, взглянул в ту сторону, куда мне предстояло идти, и пошел. Я прошел несколько миль, прежде чем сообразил спросить кого-нибудь из прохожих о дальнейшей дороге, поскольку мне казалось, что я нахожусь уже недалеко от нужного дома.

Вы, наверное, догадались, что я давно прошел этот дом и вынужден был возвратиться обратно. Когда человек, бравший билеты на станции, сказал, что мне идти далеко, я не задал ему самого элементарного вопроса: «А как далеко это „далеко“?»

«Как далеко это „далеко“?» — это был вопрос, который задавали себе астрономы в начале XIX века. Они знали, что звезды находятся далеко, немыслимо далеко, но не знали насколько.

На этот вопрос начали отвечать в 1830-х, когда было обнаружено, что ближайшая звезда находится на расстоянии 4,3 светового года (один световой год равен 5,8 триллиона миль). В конце концов (примерно столетием позже) стало известно, что наша Галактика, состоящая более чем из ста миллиардов звезд, представляет собой протяженную плоскую спираль примерно в 100 000 световых лет в поперечнике.

Это расстояние может вызвать восхищение, но для астрономов оно сродни зубной боли. Чем дальше расположена звезда, тем слабее она, тем меньше ее параллакс, тем хуже видно ее собственное движение.

Это означает, что, если какая-нибудь звезда уходит на большее расстояние, труднее определить расстояние до нее. Метод измерения параллакса (самый первый способ и самый достоверный), к примеру, дает удовлетворительные результаты только на расстояниях до 100 световых лет, то есть в пределах, близких к границам нашей Солнечной системы.

Таким образом, к началу XX века перспектива исследования Вселенной за пределами нашей Галактики — к примеру, измеряя расстояние — казалась практически невозможной.

К тому же многие считали, что за пределами нашей Галактики ничего и нет. Единственное, что было видно, — это некоторые расплывчатые образования в небе, называемые туманностями. Некоторые из этих туманностей определенно находились внутри нашей Галактики, но другие, возможно, были за ее пределами. Эти подозрительные туманности вызывали особый, все возрастающий интерес в начале XX века.

Самые большие надежды при изучении столь дальних объектов возлагались на астрономические приборы, которые могли определять характеристики независимо от расстояния. Основным явлением, которое можно было использовать, был сдвиг спектральных линий, вызванный радиальной скоростью (то есть скоростью движения от нас или к нам. — Примеч. пер.) некоторых астрономических объектов при их движении к нам (при этом происходил сдвиг к сине-фиолетовой части спектра) и при движении от нас (при этом происходил сдвиг к оранжево-красной части).