Мартин Рис - Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную [litres]

Таким образом, наша Вселенная не является простым фракталом. Более того, масштаб сглаживания достаточно мал по сравнению с самыми большими расстояниями, которые могут охватить наши телескопы. В качестве аналогии представьте себе, что вы плывете на корабле посередине океана. Вас окружают сложные структуры волн, которые теряются где-то на горизонте. Но вы можете изучать их статистически, потому что ваше поле зрения простирается достаточно далеко, чтобы увидеть большое количество волн. Даже гигантские океанские волны намного меньше расстояния до горизонта, и в своем воображении вы можете разделить то, что видите, на множество отдельных секторов, каждый из которых должен быть достаточно большим, чтобы нести адекватную информацию. Здесь существует разница между морскими и горными пейзажами, где один огромный пик часто доминирует над всем горизонтом и вы не можете определить некую среднюю величину, как в море. (Ландшафты и в самом деле могут быть подобными фракталам. Фрактальная математика используется в программах компьютерной графики для создания воображаемых пейзажей в кино.)

Космические структуры охватывают широкий диапазон измерений: звезды, галактики, скопления и сверхскопления. В масштабе меньшем 1/300 горизонта концентрация галактик меняется более чем вдвое в зависимости от места. В больших масштабах флуктуация меньше (хотя есть несколько ярко выраженных структур вроде Великого Аттрактора). Если продолжать аналогию с океаном, сверхскопления галактик можно сравнить с самыми длинными волнами, которые можно заметить. В главе 8 мы увидим, что этот масштаб зависит от одного космического числа Q, которое появилось на самом раннем этапе развития Вселенной, и что «зародыши» скоплений и сверхскоплений – структуры, отдаленные на миллионы св. лет, – можно отследить до того времени, когда вся Вселенная имела микроскопический размер. Возможно, это самая удивительная связь между далеким космическим пространством и внутренним пространством микромира.

Можно предположить, что структура Вселенной в таких больших масштабах не имеет никакого отношения к нашей среде обитания внутри Солнечной системы. Казалось бы, какое значение имеет, содержится ли в нашей Галактике квадриллион звезд или «всего лишь» миллион, а не 100 млрд, как мы можем судить из наблюдений? Принадлежит ли наша Галактика к скоплению, содержащему миллионы других галактик, или их всего несколько штук? Но если бы существовала более разнородная вселенная, чем наша, она бы не была такой благосклонной к звездам и планетам. С другой стороны, менее разнородная вселенная была бы, мягко говоря, неинтересной: в ней не сформируются галактики и звезды, а вся материя будет сильно рассеяна и аморфна.

Обо всем этом поговорим в главе 8. Но в данный момент мы можем отметить одно важное следствие сглаживания в больших масштабах – оно делает возможной космологию как науку, позволяя нам определить средние характеристики Вселенной: демографию галактик, статистику скоплений и т. д. Несмотря на существование галактик и скоплений, бывает полезно подумать о сглаженных характеристиках Вселенной: мы описываем Землю как «круглую», не обращая внимания на сложную топографию гор и океанских глубин. Тем не менее было бы бессмысленно описывать Землю как «совершенно круглую», если бы ее горы возвышались на тысячи километров, а не на тысячи метров.

Еще куда более важно то, что благодаря этой интерпретации мы можем осмысленно задать вопрос о том, является ли наша Вселенная статичной или же она расширяется или сжимается.

Галактики являются «строительными блоками» Вселенной, и, изучая их свет, мы можем определить, куда они движутся. Сотни миллиардов звезд в типичной галактике слишком тусклы, чтобы разглядывать их по отдельности, – телескопы регистрируют весь свет, исходящий от многих звезд. Можно проанализировать спектр этого света. Мы уже отмечали, как свет от одной звезды отражает скорость ее движения к нам (или от нас) и как с помощью длительных наблюдений можно поймать крошечные нарушения в движении, вызванные планетой, обращающейся по орбите вокруг звезды. Подобным же образом спектр света от целой галактики сообщает, как быстро она движется по направлению к нам (сдвиг в синюю часть спектра) или от нас (сдвиг в красную часть спектра).

Возможно, самым важным фактом о нашей Вселенной является то, что свет от далеких галактик сдвигается в красную часть спектра – все они (за исключением нескольких соседних галактик, находящихся в нашем скоплении) удаляются от нас. Более того, красное смещение (показывающее скорость удаления) сильнее проявляется в свете самых отдаленных галактик. Кажется, мы находимся в расширяющейся Вселенной, где скопления галактик отдаляются друг от друга все дальше и все сильнее рассеиваются по космосу.

Простая зависимость между красным смещением и расстоянием было названа в честь Эдвина Хаббла, который первым открыл этот закон в 1929 г. Наблюдатели из других галактик обнаружили бы точно такое же удаление отдаленных галактик. Расширение оказывает глобальный эффект: отдельные галактики (и даже скопления галактик) сами по себе не расширяются, а еще меньше расширение влияет на более мелкие объекты, такие как наша Солнечная система.

Представьте себе, что штыри на картине М. К. Эшера (рис. 5.1) синхронно удлиняются. Наблюдатель, находящийся на любой вершине, увидит, что другие вершины отдаляются от него со скоростью, которая зависит от того, сколько штырей находится перед наблюдателем. Другими словами, скорость удаления других вершин будет пропорциональна расстоянию до них. Галактики не располагаются в правильной пространственной решетке – как уже упоминалось, они сосредоточены в группы или скопления, но тем не менее вы можете представить расширение, вообразив, что скопления галактик связаны с синхронно удлиняющимися штырями. Ни в одной вершине на картине Эшера нет ничего примечательного, как нет и ничего особенного в том, как наша Галактика расположена во Вселенной. (Хотя место нашей Галактики случайно, тем не менее мы наблюдаем ее не в случайное время, а причины этого станут понятны позднее.) Космология продвинулась вперед только благодаря тому, что наша Вселенная в самом крупном масштабе достаточно однородна, чтобы ее можно было описать простым «расширением Хаббла», где все части, кажется, расширяются одинаково. На местах расширение можно рассматривать как эффект Доплера, но в больших масштабах, где видимое разбегание происходит со скоростью, составляющей большую долю скорости света, лучше приписывать красное смещение «растягиванию» пространства, в то время как свет проходит через него. Величина красного смещения – иначе говоря, то, насколько растягивается длина волны, – в этом случае равна величине, на которую расширяется Вселенная (и в нашей аналогии с картиной Эшера – на которую удлиняются «штыри»), когда свет движется в нашу сторону.