Фрэнк Вильчек - Основы реальности

Напрашивается вопрос: как убедиться, что объекты, которые мы видим в разных отдаленных местах, будут иметь ту же яркость, если к ним приблизиться? Основная идея состоит в том, что мы ищем класс объектов, обладающих большим числом общих свойств, и, надеясь на лучшее, проверяем их согласованность. Простой пример иллюстрирует этот подход и показывает подстерегающие нас ловушки.

В целом звезды слишком разные, чтобы служить стандартными свечами. Так, звезда Сириус A примерно в двадцать пять раз ярче нашего Солнца, а вот его звезда-компаньон, белый карлик Сириус B, примерно в сорок раз менее ярок, хотя обе звезды, с точки зрения астрономов, находятся приблизительно на одном расстоянии от Земли [17]. Гораздо правильнее сравнивать звезды одного цвета, или, точнее, звезды с одинаковым электромагнитным спектром [18]. Когда мы сравниваем идентичные звезды, разумно предположить, что их разная яркость связана с тем, что расстояния до них разные. Теория физики звезд, которая объясняет многие их наблюдаемые свойства, предсказывает именно это. Но как это проверить? Один из способов — найти компактную группу близких друг к другу звезд. Наглядный пример — скопление Гиады, где их сотни. Если звезды с похожим спектром обладают схожей истинной яркостью, то такие две звезды из одного скопления будут казаться одинаково яркими. Главным образом так и находят стандартные свечи.

Профессиональные астрономы должны учитывать и другие факторы — например, влияние звездной пыли. Эта пыль поглощает свет, вследствие чего объекты могут казаться более далекими, чем они есть. Надеюсь, коллеги простят меня за то, что я не останавливаюсь подробно на подобных технических деталях, не меняющих основную идею.

Можно продолжать подниматься по нашей «космической лестнице» и с помощью различных стандартных свечей добраться от ближайших объектов до границ видимой Вселенной. Некоторые из этих свечей больше подходят для сравнительно близких объектов, другие — для очень далеких. Главное проверять, все ли они дают согласующиеся результаты.

Упоминавшийся выше каталог Hipparcos — устойчивая ступенька, позволяющая сделать следующий шаг вверх. Поскольку мы знаем, что истинная яркость похожих звезд одинакова, теперь уже эти звезды можно использовать, чтобы определить расстояния до скоплений, расположенных так далеко, что их параллакс наблюдать не удается.

Так мы смогли исследовать собственную Галактику — Млечный Путь. Оказалось, что звезды Млечного Пути образуют довольно плоский диск с утолщением — балджем (от английского слова bulge , что значит выпуклость) — посередине. И мы измерили диаметр Млечного Пути, который равен примерно ста тысячам световых лет.

Цефеиды — пульсирующие яркие звезды. Генриетта Ливитт (1868–1921), много занимавшаяся изучением цефеид в Магеллановых Облаках, установила, что цефеиды, пульсирующие с одинаковой скоростью, имеют одинаковую яркость и, таким образом, могут служить стандартными свечами. Цефеиды относительно легко обнаружить. Расстояния до многих галактик астрономы измерили, используя именно их.

В распределении галактик нет регулярности. И все же типичное расстояние между галактикой и ее ближайшим большим соседом определить можно. В среднем межгалактические расстояния составляют порядка нескольких сотен тысяч световых лет. В отличие от звезд и планет, которые практически всегда удалены от соседей на расстояние, во много раз превышающее их размеры, характерное расстояние между галактиками не так уж велико в сравнении с размерами самих галактик.

Есть еще несколько полезных стандартных свечей, да и в структуре галактик гораздо больше интересных деталей. Это богатство астрономии добавляет глубины картине, нарисованной мною пунктиром, и подкрепляет концепцию, на которой она зиждется. Но поскольку моя цель — лишь рассказать об основах, нам пора двигаться вперед — к самым дальним границам Вселенной.

Космический горизонт

В своих первых исследованиях Эдвин Хаббл (1889–1953), основываясь главным образом на наблюдениях за цефеидами, сделал фундаментальное открытие, имевшее большие последствия. Изучая характер света, идущего от дальних галактик, он обнаружил, что их спектры сдвинуты в сторону б о льших длин волн по сравнению со спектрами ближних. Это называется красным смещением, поскольку, если постепенно увеличивать длину световой волны, цвета полос радуги меняются в направлении от фиолетового ее конца к красному. Этот эффект действует и за границами видимого спектра: вместо ультрафиолета появляется «новая» видимая фиолетовая полоса, а красная полоса превращается в ультракрасную.

Убедительное объяснение наблюдавшегося Хабблом красного смещения произвело революцию в нашем представлении о Вселенной. Оно основано на простом, но поразительном эффекте, впервые описанном Кристианом Доплером в 1842 году. Доплер показал, что, когда источник волн удаляется от вас, каждый последующий гребень этих волн идет к вам с большего расстояния, так что они доходят до вас растянутыми. Другими словами, наблюдаемые волны сдвигаются в сторону б о льших длин в сравнении с волнами от стационарного источника. Таким образом, интерпретация красного смещения Хаббла прямо указывает на факт, что галактики движутся в направлении от нас.

Хаббл обнаружил простую закономерность: чем дальше галактика, тем больше красное смещение. Точнее, он показал, что величина смещения пропорциональна расстоянию. Это означает, что далекие галактики отдаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них .

Если, реконструируя прошлое, мы представим себе обратное движение галактик, такая пропорциональность приобретет новый, драматический смысл. Получается, что при обратном движении более отдаленные галактики будут приближаться к нам быстрее и, преодолевая расстояния, соберутся вместе одновременно . Это наталкивает на мысль, что в прошлом плотность материи во Вселенной была гораздо больше, чем сегодня. Возвращаясь к исходному направлению течения времен, мы понимаем: эта картина напоминает космический взрыв.

Могла ли Вселенная возникнуть в результате взрыва? Когда священник-иезуит Жорж Леметр первым предложил такую интерпретацию наблюдений Хаббла, его «Большой взрыв» был смелой и красивой гипотезой, но ей не хватало доказательств и четкого физического обоснования [19]. Кстати, сам Леметр говорил о «первобытном атоме» или «космическом яйце». Менее поэтичное название «Большой взрыв» появилось позже.

Дальнейшие исследования позволили нам гораздо лучше понять, как ведет себя материя в экстремальных условиях. Сегодня есть невероятное количество свидетельств в пользу теории Большого взрыва. Мы поговорим о них и подробнее обсудим космическую историю в главе 6.