Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла
Шрифт:
На рубеже двадцатых и тридцатых годов по радиоактивному распаду урана в земной коре был оценен, возраст нашей планеты — от двух до шести миллиардов лет. По относительному количеству изотопов урана 235 и 238 в горных породах Резерфорд также нашел, что возраст Земли около 3 миллиардов лет. В 1930 г. Эддингтон заметил, что время 1/H очень близко к возрасту радиоактивных элементов и сильно отличается от оценок возраста звезд. Тогда возраст звезд считался гораздо большим — около тысячи миллиардов лет. Так следовало из предположения, что источником энергии звезд служит превращение их массы в излучение. Причем принималось, что практически вся масса может перейти в излучение по формуле Эйнштейна Е = mc2. Дополнительные аргументы в пользу столь долгого существования звезд следовали из сделанных Джинсом оценок времени динамических процессов в звездных системах.
Возникло знаменитое противоречие
Как примирить столь разные оценки?
Космологи пытались «растянуть» время расширения Вселенной, считая, что Λ-член все же не равен нулю. С другой стороны, к концу тридцатых годов стало ясно, что источником излучения звезд служит ядерная энергия. В излучение переходит только малая доля всей массы звезды и поэтому оценку возраста звезд следует уменьшить на два порядка. Тогда же, после более детального исследования галактик, отпали и аргументы Джинса о необычайно длительном существовании звездных систем. Спустя еще некоторое время изменилась и оценка продолжительности расширения Вселенной, так как выяснилось, что значение Я, определенное Хабблом, сильно завышено. В конце концов все явные противоречия между разными «космическими шкалами» исчезли, хотя некоторые вопросы все же остались.
В годы второй мировой войны, оглядываясь на то, что сделал он сам и его коллеги за прошедшее десятилетие, Хаббл так сформулировал взаимоотношения теории и наблюдений: «Математики имеют дело с возможными мирами, с бесконечным числом логически последовательных систем. Наблюдатели исследуют один единственный мир, в котором мы живем. Между ними находится теоретик. Он изучает возможные миры, но только те, которые совместимы с информацией, получаемой наблюдателями. Другими словами, теория пытается выделить минимальное число возможных миров, обязанное включать и существующий обитаемый нами мир. Затем наблюдатель, обладая новой фактической информацией, пытается уменьшить их перечень еще больше. Так и происходит, наблюдения и теория вместе движутся вперед к общей цели — познанию структуры и поведения физической Вселенной».
Хаббл, как наблюдатель, искал тесты, которые позволили бы понять фундаментальные свойства Вселенной. Один из них казался ему особенно многообещающим. Но здесь нужно перелистать назад страницы биографии Хаббла и вернуться к 1926 г. К этому времени он задумал сделать статистический обзор туманностей на всем небе. На обсерватории Маунт Вилсон уже накопилось множество снимков неба с тысячами туманностей. Но делались они в разных условиях, неоднородно покрывали небо и для решения поставленной задачи не годились. Тогда на 60- и 100-дюймовых рефлекторах Хаббл начал систематическое фотографирование в стандартных условиях. На его пластинках находилось около 60 тысяч туманностей. Сорок четыре тысячи объектов Хаббл подсчитал на 1283 пластинках, по крайней мере трижды тщательно просматривая их с большим и малым увеличением. Это был огромный, требующий неустанного внимания труд. А затем последовал неменьший труд по учету необходимых поправок в результаты подсчетов.
Далекие туманности мы наблюдаем сквозь нашу звездную систему. Из их подсчетов можно кое-что узнать и о нашей Галактике, и многое о самом мире галактик за ее пределами. Две такие задачи и решал Хаббл.
Вдоль полосы Млечного Пути Хаббл туманностей не нашел. Там обрисовалась четкая зона избегания, пылевая среда нашей Галактики полностью заслоняла далекие объекты, затем простирались зоны с частичным поглощением света, а далее — область нормального распределения туманностей.
Подсчеты Хаббла показали, что на всем небе должно быть до 75 миллионов туманностей, доступных 100-дюймовому телескопу. Главный вывод Хаббла состоял в том, что число туманностей со звездной величиной (исправленной за эффект красного смещения) от ярких к все более слабым нарастает так, как должно быть при их равномерном распределении в пространстве. Отсюда получалась важнейшая величина — средняя плотность вещества в пространстве, равная примерно 10– 30 г/см3.
На съезде Американского астрономического общества в Пасадене летом 1931 г. Хаббл впервые рассказал о результатах своего труда, но только через три года опубликовал окончательную статью. Это была замечательная работа и по объему материала, полученного за множество бессонных ночей, и по тщательности его обработки. В подсчетах туманностей у Хаббла были предшественники, однако прошло уже более полустолетия, но никто не решился пойти в сторону еще более слабых объектов.
В 1935 г. Хаббл и Толмен предложили два метода изучения природы красного смещения, не опирающегося на измерения лучевых скоростей. «Возможность того, что красное смещение может вызываться...
Первый метод в основе прост: оказывается, что распределение яркости в эллиптической туманности будет разным в зависимости от того, означает ли красное смещение реальный разлет галактик, либо это проявление еще неизвестных причин. Вот здесь Хабблу понадобилась его старая работа о яркости в туманностях. Но на пути применения метода стояли непреодолимые тогда трудности.
Надежды были на второй метод. Теория дает математические выражения для связи числа галактик с их звездными величинами. Но красное смещение ослабляет свет галактик и в их измеренные величины нужно вводить некоторые поправки. Это связано с двумя эффектами. Во-первых, каждый, приходящий к наблюдателю фотон, из-за красного смещения обладает меньшей энергией, и такое явление Хаббл назвал «эффектом энергии». Во-вторых, при реальном удалении галактики испускаемые ею фотоны прибывают к наблюдателю реже, чем при ее неподвижности — «эффект числа». Если красное смещение вызывалось бы «старением» фотонов по дороге к наблюдателю, «эффект числа» не имел бы места.
Применение и этого метода связано с большими трудностями. Так, свет далеких галактик приходит покрасневшим, и на диапазон чувствительности фотопластинки приходится уже иная область их спектра. Это приводит к необходимости больших поправок, которые известны плохо. Но главная и принципиальная трудность состоит в том, что, наблюдая далекие галактики, мы видим свет, испущенный ими в прошлом, когда свойства источников излучения — их светимость, размер и т. д.— могли быть иными.
Хаббл понимал стоящие перед ним препятствия и все же решился сравнить теорию с подсчетами галактик. Он использовал новые подсчеты галактик и более ярких, чем раньше, и более слабых и далеких, продвинувшись еще на одну звездную величину. Казалось бы, теперь, когда все необходимые поправки учтены, эффекты, связанные со свойствами окружающего нас пространства, должны проявиться еще отчетливее. Но результаты оказались обескураживающими. «Наблюдения могут быть согласованы с одной из двух совершенно разных типов Вселенных, — вынужден был признать Хаббл — ...Если красные смещения не есть смещения за счет скорости, наблюдаемое распределение туманностей соответствует эйнштейновской статической модели Вселенной или расширяющейся однородной модели с неподдающейся оценке скоростью расширения... Если красные смещения происходят за счет скорости, которая характеризует расширение, модели с расширением определенно не согласуются с наблюдениями, если не постулировать большую положительную кривизну [пространства] — (малая замкнутая Вселенная). Максимальное значение современного радиуса кривизны должно быть порядка 4,7 ∙ 108 световых лет, а средняя плотность в общем порядка 10– 26. Высокая плотность указывает, что модели с расширением — это вынужденная интерпретация наблюдательных результатов».
Рис. 3. Зависимость видимой звездной величины ярчайших галактик в 82 скоплениях и красного смещения z. Черный прямоугольник в левом нижнем углу соответствует области данных, доступных Хабблу в 1929 г. Рисунок из работы Сендиджа и Таммана 1981 г., основанный на более ранних измерениях Сендиджа
Столкнувшись с неразрешимым противоречием, Хаббл особенно четко осознал, что все надежды на прогресс — в новом строящемся 200-дюймовом телескопе. «...Обзоры туманностей, практически до пределов возможностей существующих инструментов дают в качестве альтернатив удивительно маломасштабную Вселенную или же до сих пор еще непознанный закон природы, — писал он.— Окончательный выбор, основанный на наблюдательных критериях,... невозможен до тех пор, пока не будут получены результаты с 200-дюймовым рефлектором».
Это и другие проблемы космологии предстояло решать новым поколениям астрономических инструментов и новым поколениям астрономов.
В наблюдательной космологии самой известной и самым главным тестом служит зависимость «красное смещение — звездная величина ярчайших галактик в скоплениях» (рис. 3). Ее называют диаграммой Хаббла. Отклонение зависимости от прямолинейной для больших расстояний несет в себе информацию о природе красного смещения и параметрах космологической модели. Но разделить влияние разных эффектов, к сожалению, очень сложно и это не сделано до сих пор.