Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла
Шрифт:
Первая причина, по-видимому, состояла в том, что космологические модели строились на основе общей теории относительности Эйнштейна, которая очень сложна и математически и, самое главное, сложна совершенно новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже и физики-теоретики далеко не сразу осваивались с новыми идеями, не сразу поняли их и научились применять в конкретных исследованиях. Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности между теоретиками и наблюдателями. Вторая причина — психологическая, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше в глубины пространства, психологически
Похожая история повторилась сорок лет спустя с предсказанием и открытием реликтового излучения горячей Вселенной.
Вернемся к началу двадцатых годов. В 1922 и 1924 гг. советский математик А. А. Фридман вывел и полностью решил космологические уравнения. Эти уравнения следовали из теории Эйнштейна и описывали общее строение и эволюцию Вселенной в предположении однородности распределения материи в больших масштабах и равноценности всех направлений в пространстве. Основной вывод из решений Фридмана состоял в том, что в общем случае материя в больших масштабах во Вселенной не может находиться в среднем в покое — Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. Это заключение было получено Фридманом строго математическим путем, но суть его довольно проста [1] . Единственными силами, которые действуют в однородной Вселенной, являются силы тяготения. Поэтому если представить, что в какой-то момент огромные массы во Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. Галактики можно рассматривать, как «частички» такого вещества. Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале задать всем массам скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение только тормозит разлет. Будет ли разлет или сжатие, зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс. Правда, Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый Λ-член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Эйнштейн ввел эти силы специально для того, чтобы построить статическую модель Вселенной без расширения и сжатия. В этом решении силы тяготения вещества уравновешены силами отталкивания. В уравнениях Фридмана также учтен Λ-член. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества [2] . Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Модель Эйнштейна, предложенная в 1917 г., есть частный случай модели Фридмана. Другим частным случаем является модель де Ситтера, в которой совсем нет тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания.
1
Подчеркнем, что простая интерпретация основных выводов Фридмана, приводимая ниже, была понята далеко не сразу.
2
Λ-член можно выбрать отрицательным, тогда он описывает дополнительные силы тяготения вакуума. Мы не будем здесь останавливаться на этих возможных вариантах.
Добавим также, что уравнения Фридмана описывают не только динамику движения масс во Вселенной, но и геометрические свойства пространства, как говорят, степень его искривленности, которая меняется при расширении Вселенной.
Первая работа Фридмана, доказывающая нестатичность Вселенной, была получена редакцией известного немецкого «Физического журнала» в конце июня 1922 г. Эйнштейн был настолько убежден в правильности своей модели, в необходимости статического решения космологических уравнений, что посчитал работу Фридмана ошибочной. В середине сентября 1922 г. редакция «Физического журнала» получила краткую заметку Эйнштейна. В ней он, по выражению академика В. А. Фока, «несколько свысока говорит, что результаты Фридмана показались ему подозрительными и что он нашел в них ошибку, по исправлении которой решение Фридмана приводится к стационарному».
А. А. Фридман узнал о мнении Эйнштейна из письма своего коллеги по работе в Петрограде Ю. А. Круткова, бывшего в то время в заграничной командировке. В декабре 1922 г. Фридман написал Эйнштейну письмо, в котором подробно излагал суть своих вычислений, убедительно доказывая свою правоту. Письмо заканчивается словами: «В случае, если Вы сочтете правильными изложенные в моем письме расчеты, я прошу Вас не отказать мне в том, чтобы известить об этом редакцию «Физического журнала»; быть может, в этом случае Вы поместите в печати поправку к Вашему высказыванию или предоставите возможность для перепечатки отрывка из этого моего письма».
Хотя Эйнштейн получил письмо (оно сохранилось в его архивах), но, по-видимому, либо не прочел его вовремя, либо не обратил серьезного внимания, будучи уверен в своих результатах.
В мае 1923 г. Крутков встретился с Эйнштейном в Лейдене в доме известного голландского физика П. Эренфеста и в многократных беседах доказал ему правильность выводов советского математика. В письме от 18 мая 1923 г. к сестре в Петроград Крутков писал: «Победил Эйнштейна в споре о Фридмане. Честь Петрограда спасена!»
Сразу же после бесед с Крутковым Эйнштейн направил в «Физический журнал» краткую заметку следующего содержания: «К работе А. Фридмана «О кривизне пространства». В предыдущей заметке я подверг критике названную выше работу. Однако моя критика, как я убедился из письма Фридмана, сообщенного мне г-ном Крутковым, основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, что уравнения поля допускают наряду со статическим также и динамические (т. е. переменные относительно времени) центрально-симметричные решения для структуры пространства».
Так, в 1923 г. Эйнштейн отметил фундаментальную важность теоретического открытия Фридманом нестационарности Вселенной. Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.
В 1923 г. немецкий математик Г. Вейль отметил, что если в пустую Вселенную де Ситтера, где есть только силы гравитационного отталкивания, поместить галактики со сравнительно малой плотностью так, что их тяготением можно пренебречь по сравнению с силами отталкивания, описываемыми Λ-членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).
Другой теоретик X. Робертсон в 1928 г. пришел к такому же заключению. Более того, сопоставляя расстояния, вычисленные по данным Хаббла 1926 г., со скоростями, полученными Слайфером, он нашел приблизительное подтверждение закона пропорциональности скорости расстоянию. Знал ли Хаббл тогда результаты Робертсона — неизвестно, но установить это несомненно было бы интересно для истории науки.
В 1927 г. ученик А. Эддингтона Дж. Леметр в сущности повторил работу А. А. Фридмана. Как и Фридман, он пришел к заключению о нестационарности Вселенной. Для небольших расстояний Леметр также получил линейную связь между скоростью и расстоянием, которая фактически отражает однородность Вселенной. Найденный им коэффициент пропорциональности оказывается близким к коэффициенту, вскоре полученному Хабблом.
Однако в начале своей работы и сам Хаббл и другие непосредственные участники первых обсуждений его открытия не знали или не помнили всех теоретических исследований. Вероятно, только модель де Ситтера с предсказываемым ею разбеганием галактик в почти пустой Вселенной, а также статическая модель Эйнштейна были единственными схемами, которые принимались тогда во внимание.
В жизни Хаббла приближался звездный час. Прежде всего он хотел убедиться в том, что у туманностей все более далеких лучевые скорости продолжают расти. Скромный телескоп Слайфера для этой цели уже не годился. Решить задачу можно было только на Маунт Вилсон, где находился крупнейший в мире инструмент и работал искусный наблюдатель Милтон Хьюмасон.
Примерно за год до главного дела своей жизни Хаббл составляет список очень слабых и, вероятно, очень далеких туманностей, у которых следовало бы измерить лучевые скорости, а Хьюмасон снимает спектр туманности NGC 7619 — члена скопления в Пегасе. Упорно, ночь за ночью наводит он щель спектрографа на один и тот же объект, чтобы накопить нужные экспозиции в 36 и 45 часов. Наконец, спектр получен и измерен. Линии поглощения в спектре туманности оказались смещенными в красную сторону и ее лучевая скорость составила 3779 км/с. Это был успех, которого с нетерпением ждал Хаббл.