Игорь Новиков - Черные дыры и вселенная

Когда с помощью цефеид были определены расстояния до ближайших галактик, сравнили истинные светимости шаровых скоплений вокруг разных галактик. Оказалось, что если выбрать вокруг каждой галактики ярчайшее шаровое скопление, то истинная светимость этих ярчайших скоплений практически одинакова для всех галактик.

Значит ярчайшие шаровые скопления вокруг галактик можно использовать как «стандартную свечу», причем более яркую, чем цефеиды.

Этим методом можно измерять расстояние вплоть до шестидесяти миллионов световых лет. А это значит, что можно измерить расстояние уже до ближайших скоплений галактик. Дальше, увы, шаровые скопления различать пока невозможно.

Следующая ступень — использование еще более яркой «стандартной свечи». Выяснилось, что в разных скоплениях галактик ярчайшие галактики имеют одинаковую светимость — примерно в десять раз больше светимости нашей Галактики.

Эти ярчайшие «стандартные свечи» позволяют продвигаться уже на миллиарды световых лет.

Такова «лестница масштабов», используемая астрономами на пути в глубь Вселенной.

А как измеряют скорости движения далеких объектов?

Разумеется, на расстояниях не только ближайших к нам галактик, но и более отдаленных не заметны никакие перемещения звезд и других объектов на фоне неба, по которым можно было бы вычислить скорость перемещения их в пространстве поперек луча зрения.

Единственное, что можно измерить, но зато сравнительно просто и надежно, это скорость приближения к нам или удаления небесных тел. Такое измерение делается методом, использующим эффект Доплера, о котором уже упоминалось в первом разделе книги. Когда небесное тело приближается к нам — свет его голубеет, когда удаляется — краснеет. Измерение смещения линий в спектре звезды к голубому или красному концу позволяет вычислить скорость, точнее, ту часть скорости, которая направлена по «лучу зрения». Поэтому скорости, определенные по эффекту Доплера, астрономы называют «лучевыми скоростями».

Наконец, об измерении массы галактик и скоплений галактик. Ее можно определить, используя закон всемирного тяготения.

Пусть мы наблюдаем, скажем, эллиптическую галактику. В ней звезды движутся с определенными скоростями друг относительно друга. Если бы не было сил тяготения, они бы разлетелись в пространстве. Силы тяготения, обусловленные общей массой всей галактики, удерживают их от разбегания. Измерив относительные скорости звезд в галактике (это можно сделать методом Доплера) и зная размер галактики, можно вычислить силы тяготения, а значит, и массу, их создающую. Так определяют массы галактик.

При измерении масс скоплений галактик поступают аналогичным образом, только вместо движений отдельных звезд используют движение галактик в скоплении.

Теперь мы знакомы в общих чертах с тем, как были получены числа, описывающие устройство Вселенной в больших масштабах.

Возникает еще один вопрос. Как движутся в пространстве скопления галактик и отдельные, достаточно удаленные галактики?

Ответ на этот вопрос явился величайшим открытием естествознания XX века. Оказалось, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Скопления галактик удаляются друг от друга, все вещество Вселенной было приведено в состояние расширения таинственным Большим взрывом в далеком прошлом.

То, что Вселенная, в которой мы живем, должна либо расширяться, либо сжиматься, было предсказано теоретически замечательным советским ученым А. Фридманом в 1922–1924 годах. Работы А. Фридмана были строго математичны и основывались на теории тяготения Эйнштейна. Но для того чтобы понять суть его открытия, нет надобности обращаться к строгой математике. Как все великое, это открытие в основе своей очень просто.

Вспомним, почему не сжимается и не расширяется обычная звезда. В ней силы тяготения уравновешены силой, создающейся перепадом давлений от плотных недр звезды к рыхлой поверхности. Но Вселенная однородна в самых больших масштабах, никакого перепада давлений в ней быть не может. Значит, там единственной существенной силой остается тяготение.

Поэтому, если представить себе, что в какой-то момент огромные массы Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга и распределены однородно, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. В сравнительно маленьких системах тяготение можно уравновесить круговым движением тел по орбитам (как в Солнечной системе) или хаотическим движением тел по очень вытянутым орбитам (как в эллиптических галактиках). Но в огромной Вселенной это невозможно — пришлось бы задавать скорости, большие скорости света, что запрещено законами природы.

Стационарность для Вселенной невозможна — таков был вывод А. Фридмана. Но Вселенная не обязательно должна именно сжиматься под действием тяготения. Если вначале задать всем массам скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение будет только тормозить разлет. Таким образом, будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от физики процессов, которые определили начальные скорости масс. Так была теоретически открыта необходимость глобальной эволюции Вселенной.

Эта идея была совершенно новой, крайне необычной. Разные схемы строения Вселенной господствовали в науке, сменяя друг друга на протяжении веков. Но все (или почти все) эти схемы объединяло одно — это были именно схемы строения — не развития, эволюции, становления, а вечно неизменный «механизм часов Вселенной». Идея стационарности всей Вселенной казалась само собой разумеющейся. Во Вселенной могли происходить сложнейшие процессы, но от чего, от какого состояния и куда должна развиваться вся Вселенная?

Мысль об эволюции всей Вселенной представлялась нелепой, и эта мысль с большим трудом овладевала сознанием даже крупных ученых. В качестве примера можно привести самого А. Эйнштейна. Творец теории относительности понимал, сколь важна его теория для космологии. Сразу после создания общей теории относительности он стал выяснять, имеются ли у уравнений теории, примененных ко всей Вселенной, статические решения, то есть решения, описывающие состояние, не меняющееся со временем. А. Эйнштейну казалось очевидным, что надо строить именно статическую, а не эволюционирующую модель Вселенной. Но уравнения общей теории относительности в применении ко Вселенной не давали статических решений. Идея статического мира казалась настолько привлекательной, что А. Эйнштейн не поверил своим уравнениям и пытался даже их изменить, чтобы они давали стационарное решение. Мы дальше поговорим еще об этой его попытке.