Барри Паркер - Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения

Ещё одна трудность связана с происхождением галактик. По словам Фреда Хойла, «горячий Большой взрыв… это неверное понятие, потому что в результате такого взрыва не могли образоваться галактики». Я уже упоминал раньше, что они образовались в результате флуктуации в гигантском облаке газа, которое распространилось по всей Вселенной. О том, как мог проходить этот процесс, было написано множество работ, которые, впрочем, в большинстве своём имеют чисто умозрительный характер. Конечно, некоторые идеи кажутся многообещающими, и это окрыляет, но неясного ещё очень много.

В соответствии с теорией Большого взрыва во Вселенной должно быть множество магнитных монополей (частиц с одним магнитным полюсом). Но до сих пор, как уже говорилось, не найдено ни одного. Соообщения об этих частицах появлялись, но ни одно не подтвердилось. Теория Большого взрыва в своей модификации раздувания, о которой шла речь в предыдущей главе, избавляет от некоторых из этих трудностей, но создаёт новые. Например, она позволяет решить проблему однородности пространства, исходя из предположения о том, что каждая изолированная область ранней Вселенной раздувалась так быстро, что превратилась в отдельную Вселенную. Раздувание помогает решить и проблему монополей, так как предполагается, что они распространились по всем вселенным, а в нашей Вселенной теперь их, вероятно, совсем немного.

Однако даже раздувание не спасло положения. Теория Гута сулила избавление от всех трудностей, однако при более детальном анализе и в ней обнаружились изъяны. Впрочем, теория казалась столь многообещающей, что учёные тут же принялись за разработку её модифицированного варианта, и в начале 1982 года была опубликована новая теория раздувания. От старого этот вариант отличался главным образом тем, что добавились разделы из физики элементарных частиц. Впрочем, вскоре и эта теория потерпела крах: оказалось, что галактики не могут образовываться за счёт флуктуации, которые появляются в ходе раздувания. Итак, мы вернулись к тому, с чего начали. Впрочем, если удастся разрешить все затруднения, то теория может оказаться удачной.

Есть в космологии и другой давнишний спорный вопрос. Долгие годы считалось, что возраст Вселенной составляет примерно 18 миллиардов лет. Эта цифра приводилась в большинстве учебников, статей и популярных книг по космологии и принималась большинством учёных, так как основывалась на работе Хаббла, которую долгие годы развивали Аллен Сэндейдж из Хейльской обсерватории и Густав Тамман из Базеля.

Не все, однако, были согласны с таким результатом. Жерар де Вокулер из Техасского университета работал над этой проблемой, используя сходную методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ван ден Берг из канадской обсерватории в Виктории также получил близкое значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году ещё трое астрономов объявили о том, что с помощью других методов получили результаты, близкие по значению к полученным Вокулером.

Учёные наконец обратили внимание на эти результаты и кое-кто задумался – не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной. Большинство продолжало придерживаться прежнего результата – 18 миллиардов лет, но по мере того, как появлялись новые данные, свидетельствовавшие в пользу 10 миллиардов лет, начинал разгораться спор. Давайте немного задержимся на этом и разберёмся в сути этого спора.

Мы уже видели, что Хаббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным смещением, предсказал расширение Вселенной. На его диаграмме особо важным представляется угол наклона прямой, проходящей через точки; значение Н называется постоянной Хаббла. Важность этой постоянной определяется её связью с возрастом Вселенной. Она даёт нам представление о скорости расширения, и если мы повернём расширение, или, что то же самое, время, вспять (предположив, что оно течёт в обратную сторону), то Вселенная сожмётся. Тогда возраст Вселенной будет определяться тем временем, которое потребуется всему веществу, чтобы сжаться до размеров точки. Если бы Вселенная расширялась равномерно, то её возраст был бы обратным величине H (т.е. пропорционален величине 1/ H ). Однако существует явное свидетельство в пользу того, что это не соответствует действительности: похоже, что расширение замедляется. Значит, чтобы узнать реальный возраст Вселенной, нам следует помнить об этом и соответственно знать, как быстро расширение замедляется.

На этой диаграмме Хаббла показано, как вычисляется возраст Вселенной

С помощью своей лестницы Хаббл получил в 1929 году значение H , которое соответствовало поразительно малому возрасту – 2 миллиарда лет. Поразительным его можно считать потому, что результаты геологических исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надёжны. Замешательство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерватории Маунт-Вилсон вскоре нашёл ошибку в методике, с помощью которой Хаббл определял расстояние. Он пользовался зависимостью период-светимость для цефеид (чем больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения расстояния до ближайших галактик, но звёзды переменной светимости в этих галактиках не были обычными цефеидами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удваивался. Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звёзд за отдельные звёзды в более отдалённых галактиках. С этими исправлениями возраст ещё раз удвоился.

Так возраст Вселенной был определён в 10 миллиардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана это не удовлетворило. Они тщательно проанализировали работу Хаббла, расширив её рамки. В их распоряжении были новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе Паломарской обсерватории. В результате их исследований возраст Вселенной ещё раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так что некоторое время никто не смел и подумать о новых вычислениях.

Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректировали работы Хаббла, в Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он пользовался космической лестницей, идя по ступенькам вглубь ко всё более слабым галактикам. Однако что-то его беспокоило. Через несколько лет он внимательно изучил окружающую нас группу галактик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы – скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (расположенное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер пришёл к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и получил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и Тамман, которые не учли этого обстоятельства.