Александр Шаров - Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

Теоретическая интерпретация открытия Хаббла в рамках модели де Ситтера встречала очевидные трудности, так как модель предполагала пренебрежимо малую среднюю плотность вещества во Вселенной. Распределение же галактик в пространстве показывало, что плотность отнюдь не мала. В это время Леметр написал Эддингтону письмо с напоминанием о своей работе 1927 г. о расширении Вселенной с конечной (не пренебрежимой) средней плотностью вещества. Эддингтон сразу же увидел, что модель Леметра дает теоретическое объяснение выводов Хаббла. Он сообщил об этом де Ситтеру и оба знаменитых теоретика горячо приветствовали работу Леметра. Фридмана в это время уже не было в живых и о его пионерских и исчерпывающих работах, к сожалению, не вспомнили. Так получилось, что Леметр был провозглашен «Отцом теории расширяющейся Вселенной». Фортуна ему улыбнулась. Только спустя многие годы приоритет Фридмана стал постепенно восстанавливаться и в настоящее время общепризнан. Вспомним в связи с этим еще раз Эйнштейна. В 1931 г. о теории расширяющейся Вселенной он писал так: «Первым... на этот путь вступил Фридман». А в 1945 г. Эйнштейн добавил: «Последующее представляет собой не что иное, как изложение идеи Фридмана».

Между тем наблюдения Хаббла и других астрономов приносили все новые результаты. Еще работая в Гамбурге, до переезда в Америку, Вальтер Бааде обнаружил в Большой Медведице довольно крупное скопление туманностей. Его члены были заметно слабее, чем в скоплении Девы, и Хаббл смело предсказал, что их лучевая скорость должна быть около 12 000 км/с. Наблюдения Хьюмасона одной из них дали 11 800 км/с!

Фотографируя Нептун для поисков его спутников, Кристи нашел во Льве, недалеко от Регула, еще скопление слабых туманностей. Самая яркая из них, маленькая чуть диффузная звездочка на снимке 100-дюймовика, была на целую величину слабее ярчайшей туманности в скоплении Большой Медведицы. Хаббл и Хьюмасон понимали, что скопление во Льве может оказаться самым далеким объектом, до сих пор известным во Вселенной. Специально переделывается аппаратура, чтобы за приемлемое время снять спектр туманности. И, наконец, результат получен: 19 700 км/с. Достаточно было слабой лупы, чтобы без всяких измерений увидеть, как известные линии Н и К кальция заметно сместились на спектрограмме в красную часть спектра.

Прошли два года напряженной работы. Пора было подводить ее итоги. К марту 1931 г. Хьюмасон и Хаббл подготовили две важнейшие работы. Вскоре они вместе были опубликованы в «Астрофизикл джорнэл». Теперь Хьюмасон мог привести лучевые скорости 46 туманностей — изолированных объектов, а_ также членов скоплений и группировок в Деве, Пегасе, Рыбах, Раке, Персее, Волосах Вероники, Большой Медведице и Льве, для которых Хаббл уже оценил расстояния.

Совместная работа Хаббла и Хьюмасона о новом определении зависимости скорости туманностей от их расстояния была серьезным и основательным исследованием. Опираясь на близкие туманности, в которых известны цефеиды, они еще раз подтвердили, что ярчайшие постоянные звезды в туманностях имеют примерно одинаковую светимость и могут служить индикаторами расстояний. Этот метод, однако, перестает работать, когда туманности столь далеки, что отдельные звезды уже не видны. Но в некотором приближении и абсолютные величины самих туманностей можно считать одинаковыми. А тогда мерой расстояния туманности служит ее видимый блеск.

Работа Хаббла и Хьюмасона содержит много деталей, сейчас уже не очень интересных. Но, если от них отвлечься, главным в ней был новый перечень туманностей с измеренными лучевыми скоростями и видимыми величинами. Теперь можно было приступить к проверке того, сохранится ли зависимость между скоростью и расстоянием, когда скопления туманностей по оценке Хаббла находятся в 32 миллионах парсеков от нас.

Вывод был однозначным: «Ныне наблюдения охватили интервал расстояний примерно в 18 раз больше, чем было в предварительном исследовании, и достигают пределов, доступных имеющемуся оснащению. Но форма корреляции остается неизменной... и, таким образом, зависимость скорость — расстояние представляется общей характеристикой наблюдаемой области пространства. Кроме своего космологического значения, зависимость дает новый метод определения расстояний индивидуальных объектов, причем относительная ошибка фактически уменьшается с расстоянием. Это открывает новые возможности в исследовании туманностей...».

Даже постоянная Хаббла почти не изменилась и вместо 500 км/ (с ∙ Мпк) исследователи получили 560 км/ (с ∙ Мпк).

И все же Хаббл не мог глубоко судить об общих следствиях своего открытия. Он был не теоретиком, а только наблюдателем. Возможно, на него произвела впечатление и работа Цвикки (Калифорнийский технологический институт) , выдвинувшего идею, что красное смещение — это вовсе не следствие движения, а потеря энергии, квантами света на их долгом пути в пространстве. Видно, поэтому они с Хьюмасоном стали особенно подчеркивать, что имеют дело лишь с наблюдаемыми, «видимыми» скоростями галактик. «Мы чувствуем,— писал - в 1931 г. де Ситтеру Хаббл от своего имени и от имени Хьюмасона,— что интерпретацию следует оставлять Вам и еще очень немногим, кто компетентен авторитетно обсуждать предмет».

Прошло еще три года и Хьюмасон измерил лучевые скорости 35 новых туманностей, не входящих в скопления. Теперь у исследователей было 85 туманностей, по которым еще раз следовало бы проверить зависимость между скоростью и расстоянием или, что равносильно ей, — между видимой величиной, как мерой расстояния, и логарифмом лучевой скорости.

Изолированные туманности показали в сущности ту же зависимость, что и туманности в составе скоплений. Только зависимости оказались параллельно смещенными друг относительно друга, что объяснить было нетрудно.

Снова зависимость между скоростями туманностей и их расстоянием подтвердилась. Продолжает ли она действовать и дальше — вопрос, который задавали себе многие. Нужны были новые наблюдения и Хыомасон писал: «Попытка расширить наблюдаемый интервал расстояний путем наблюдения более слабых скоплений туманностей сделана будет. Некоторое расширение, по-видимому, вполне возможно, однако со 100-дюймовым рефлектором предел будет достигаться около 17,5 фотографической величины. Необходимые для слабых туманностей экспозиции не так уже продолжительны, как это следует из их звездной величины, поскольку красное смещение столь значительно, что линии Н и К перемещаются в спектральную область, где фотографическая пластинка особенно чувствительна. Более того, поскольку красное смещение велико, а значительные вероятные ошибки терпимы, можно использовать и еще меньшую дисперсию. Основная трудность заключается в том, что примерно при 17,5 фотографической величине туманность в кассегреновском фокусе 100-дюймового рефлектора настолько визуально слаба, что ее нельзя разглядеть на щели спектрографа».