Куда течет река времени
Шрифт:
И В. Слайфер приступил к выполнению намеченной программы.
Это была работа исключительной сложности. Другие туманности столь слабы, что для получения их спектров требовались экспозиции в десятки часов. В. Слайфер повторял фотографирование из ночи в ночь. Через пару лет он измерил скорости 15 туманностей и продолжал накапливать наблюдательный материал. Скорости получались огромными. Почти все туманности, за исключением туманности Андромеды и еще нескольких, видных примерно в том же секторе неба, удалялись от нас. Причем наибольшая скорость удаления составляла 1100 километров в секунду.
В 1917 году В. Слайфер на заседании
Так осторожно и с оговорками было впервые высказано подозрение о расширении мира туманностей. Тогда еще не было твердой уверенности, что туманности — это звездные системы — галактики, подобные нашей Галактике — Млечному Пути.
Прошло еще несколько лет, и другой американский астрофизик Э. Хаббл доказал, что туманности состоят из звезд, и измерил расстояния до них. Оказалось, что эти расстояния огромны, а туманности — это огромные звездные галактики.
Следующее величайшее открытие, которое сделал Э. Хаббл, — это закон, по которому разлетаются галактики. Сопоставляя скорости их разбегания с их расстоянием от нас, Э. Хаббл нашел в 1929 году, что они — эти скорости удаления — прямо пропорциональны расстоянию. Это и был великий закон, носящий его имя. Конечно, галактики удаляются не только от нас, от нашей Галактики, но и друг от друга — происходит всеобщее расширение Вселенной.
Открытию Хаббла предшествовали теоретические работы, описывающие строение Вселенной на основе новых физических теорий.
К концу 20-х годов космологические модели, основанные на общей теории относительности, были полностью разработаны. Однако они оставались либо вовсе неизвестны астрономам, либо не вызывали у них сколь-нибудь заметного интереса. Вероятно, было несколько причин такого странного положения, когда теоретическое предсказание важнейшего явления природы долго не вызывало интереса тех, кто мог проверить предсказание.
Первая причина, по-видимому, состояла в том, что новые космологические модели строились на основе общей теории относительности, которая очень сложна как математически, так и, самое главное, новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже физики-теоретики не сразу усваивали новые идеи, не сразу понимали их и не стремились применять в конкретных исследованиях.
Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности теоретиков и наблюдателей. Вторая — психологическая. Она, 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 было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне меняющих их общее представление о Вселенной.
В 1922–1924 годах советским математиком А. Фридманом были
Основной вывод из этих решений состоял в том, что в общем случае материя в больших масштабах во Вселенной не может находиться (в среднем) в покое — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Это заключение было получено А. Фридманом строго математическим путем. Суть его довольно проста, хотя интерпретация основных выводов А. Фридмана, приводимая ниже, была понята далеко не сразу.
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 с этой точки зрения тоже можно рассматривать как «частички» такого вещества.
Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале массам задать скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение тормозить разлет. Будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс.
Правда, А. Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый -член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Он 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 -член также учтен. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества. Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Значит, модель Эйнштейна, предложенная в 1917 году, есть частный случай модели Фридмана.
Другим частным случаем является модель, предложенная голландским физиком В. де Ситтером, в которой нет совсем тяготеющего вещества и господствуют силы гравитационного отталкивания вакуума.
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,
А. Эйнштейн сначала возражал против выводов советского математика, но после разъяснений, переданных ему физиком Ю. Крутковым, полностью с ними согласился.
Однако дальнейший ход событий показал, что, несмотря на публикацию статьи А. Фридмана в широко читаемом журнале и признание самого А. Эйнштейна, его работа выпала из поля зрения не только астрономов, но и физиков-теоретиков. Трудно сказать, почему так произошло.
В 1923 году 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 -членом, то они приобретут скорости, пропорциональные расстоянию между ними (для сравнительно небольших расстояний).