Стивен Хокинг - Теория всего. От сингулярности до бесконечности: происхождение и судьба Вселенной

Мы можем определить расстояния до ближайших звезд, наблюдая изменение их положений на небе по мере обращения Земли вокруг Солнца.

В настоящее время мы знаем, что наша Галактика – лишь одна из сотен миллиардов галактик, наблюдаемых с помощью современных телескопов и состоящих из сотен миллиардов звезд. Мы живем в медленно вращающейся Галактике размером около ста тысяч световых лет; звезды в ее спиральных рукавах обращаются вокруг ее центра с периодом около ста миллионов лет. Наше Солнце – самая обычная желтая звезда средних размеров, расположенная близ внешнего края одного из спиральных рукавов. Несомненно, мы продвинулись далеко вперед со времен Аристотеля и Птолемея, когда Земля считалась центром Вселенной.

В галактике NGC 4214, находящейся на расстоянии около 13 млн световых лет от Земли, идет процесс образования скоплений новых звезд из межзвездного газа и пыли. На этом снимке, полученном на телескопе «Хаббл», мы видим этапы образования и эволюции звезд и звездных скоплений. Самые молодые из этих звездных скоплений расположены в правом нижнем углу снимка, где они выглядят, как несколько ярких сгустков светящегося газа.

Здесь молодые, горячие звезды отображаются белым и голубоватым цветом, поскольку они имеют высокие поверхностные температуры – от 10 000 до 50 000 °C. Переводя взгляд от самых молодых скоплений по направлению к левому нижнему углу, мы видим более старое звездное скопление. Самый удивительный объект на этом снимке расположен поблизости от центра галактики NGC 4214 – это скопление, состоящее из сотен массивных голубых звезд, каждая из которых более чем в 10 тыс. раз ярче нашего Солнца.

Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся всего лишь светящимися точками. Мы не можем определить их размер или форму. Как же нам различать разные типы звезд? Для подавляющего большинства звезд наблюдению поддается только одна характеристика – цвет испускаемого ею света. Ньютон открыл, что при прохождении через призму солнечный свет разделяется на цветовые компоненты – спектр, – как в радуге. Наведя телескоп на конкретную звезду или галактику, можно наблюдать спектр света, идущего от этого объекта.

Как же нам различать разные типы звезд? Для подавляющего большинства звезд наблюдению поддается только одна характеристика – цвет испускаемого ею света.

Спектры звезд отличаются, но относительная яркость разных цветов спектра всегда соответствует той, которая наблюдается в свечении сильно раскаленных объектов. Следовательно, по спектру звезды мы можем оценить ее температуру. Более того, мы видим, что некоторые специфические цвета в спектре звезд отсутствуют, причем у разных звезд отсутствуют разные цвета. Мы знаем, что каждый химический элемент поглощает характерный только для него набор специфических цветов. Таким образом, сопоставляя эти цвета с теми, которые отсутствуют в спектре звезды, мы можем определить, какие химические элементы содержатся в атмосфере звезды.

В 1920-х годах, когда астрономы начали изучать спектры звезд из других галактик, они обнаружили удивительный факт: у этих звезд наблюдается такой же характерный набор отсутствующих спектральных линий, как и у звезд нашей Галактики, но эти линии смещены на одинаковую величину в сторону красной области спектра. Единственное разумное объяснение заключалось в том, что галактики удаляются от нас и частота излучаемых ими световых волн уменьшается вследствие эффекта Доплера (это явление называют красным смещением). Прислушайтесь к звуку автомобиля на дороге. Когда автомобиль приближается, звук его двигателя кажется выше, что соответствует более высокой частоте звуковых волн; а когда он проехал мимо и удаляется, звук двигателя кажется более низким. То же самое происходит и со световыми (или радиальными) волнами. На самом деле с помощью эффекта Доплера полиция измеряет скорость автомобилей по изменению частоты отраженного радиосигнала.

На одном из снимков самых дальних уголков Вселенной, полученном с помощью космического телескопа «Хаббл», представлена популяция слабых голубых галактик, которые оказались самым распространенным классом объектов во Вселенной.

Они удалены от нас на расстояние от 3 до 8 млрд световых лет. Это говорит о том, что они в изобилии встречались, когда Вселенная была в несколько раз моложе, чем сейчас. Но в настоящее время они встречаются редко, и обнаружить их трудно, поскольку излучение их ослабло или они подверглись саморазрушению. Если удастся разгадать загадку образования и эволюции этих голубых карликовых галактик, то, возможно, это даст нам новый ключ к пониманию процесса эволюции галактик, включая образование нашей Галактики Млечный Путь. Эти галактики – голубые, поскольку в них происходят эпизоды интенсивного звездообразования, во время которых рождается много молодых, горячих, голубых звезд.

После того как Хаббл доказал существование других галактик, он занялся составлением каталога расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время большинство ученых полагали, что галактики движутся достаточно хаотично, и поэтому надеялись найти примерно одинаковое число спектров, смещенных в синюю и красную область. Когда оказалось, что все галактики имеют красное смещение, это стало сенсацией. Получается, что все галактики удаляются от нас. Еще более удивительным был результат, опубликованный Хабблом в 1929 г.: даже величина красного смещения галактики не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию до нее. Другими словами, чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. А это означало, что Вселенная не может быть стационарной, как думали раньше. В действительности она расширяется. Расстояние между галактиками все время растет.

Даже величина красного смещения галактики не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию до нее – чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас.

Открытие расширения Вселенной – одна из величайших интеллектуальных революций XX века. Когда знаешь об этом, кажется удивительным, что никто не догадался об этом раньше. Ньютон и другие мыслители должны были понять, что стационарная Вселенная вскоре начала бы сжиматься под действием гравитации. Но представьте, что Вселенная не стационарна, а расширяется. Если бы она расширялась достаточно медленно, со временем сила гравитации положила бы конец расширению, и Вселенная начала бы сжиматься. Однако если она расширялась бы со скоростью, превышающей некоторое критическое значение, силы гравитации никогда бы не стали настолько велики, чтобы остановить это расширение, и Вселенная продолжала бы расширяться вечно. Это напоминает запуск ракеты с поверхности Земли. Если скорость ракеты достаточно низкая, в определенный момент под действием гравитации ракета остановится и начнет падать обратно. С другой стороны, если ее скорость превышает некоторое критическое значение (приблизительно 11,2 км/с), сила притяжения не сможет «вернуть» ракету на Землю, и она будет удаляться от нашей планеты.