Терри Пратчетт - Наука Плоского мира. Книга 4. День Страшного Суда

Впрочем, в те времена свержение человечества с антропоцентрического трона только начиналось. В ночном небе имеются не только мерцающие огоньки, там величаво течёт целая сверкающая река света – Млечный Путь. На самом деле это диск, состоящий из множества звёзд, большинство из которых настолько далеки, что сливаются в единый поток, и наша планета плывёт внутри этого потока. Теперь мы называем это «галактическим диском». Намёками на возможность существования других галактик послужили обнаруженные астрономами отдалённые туманности, похожие на размытые облака света. В 1755 году философ Иммануил Кант назвал их «островными вселенными»; впоследствии они получили наименование «галактики» от греческого γάλακτος, то есть «млечный». Первый каталог галактик (в который попали не только галактики, но и туманности) составил в 1774 году Шарль Мессье. Одна из наиболее заметных находится в созвездии Андромеды – она шла в каталоге под номером 31, почему в дальнейшем и стала обозначаться как М 31. Параллакса у неё не наблюдалось, что указывало на значительное расстояние. Но вот насколько оно было значительным?

В 1924 году Эдвин Хаббл доказал, что М 31 находится далеко за пределами Млечного Пути. Сделать ему это удалось благодаря блестящей работе Генриетты Ливитт – «живого компьютера», в чьи обязанности входила нудная работа по измерению и систематизации данных о яркости свечения звёзд. В те время астрономы занимались поисками «стандартной свечи» – такого типа звёзд, собственную светимость которых можно вывести из других наблюдений, чтобы, сравнив затем с видимой яркостью и сделав поправку на её уменьшение с расстоянием, вычислить это самое расстояние до звезды. Ливитт наблюдала за цефеидами – переменными звёздами, чья светимость меняется с циклической зависимостью. В 1908 году она обнаружила корреляцию между светимостью звезды и периодом цикла, из чего следовало, что собственную светимость можно вычислить из наблюдений, а следовательно, цефеиды удобно использовать как эталон светимости. В 1924 году Хаббл обнаружил цефеиды в М 31 и вычислил расстояние до галактики – миллион световых лет. По современным же расчётам оно составляет 2,5 миллиона световых лет.

Большинство галактик находятся ещё дальше. На таком расстоянии мы не можем различить не то что цефеиды, но даже отдельные звёзды. Тем не менее Хаббл сумел разрешить эту задачку. Весто Слайфер и Милтон Хьюмасон обнаружили, что спектр многих галактик смещён в красную сторону. Наиболее правдоподобным объяснением этому феномену представлялся эффект Доплера, то есть изменение частоты и длины волн, вызванное движением их источника. Этот эффект хорошо знаком нам по звуковым волнам: тональность полицейской сирены понижается, когда машина проезжает мимо, и движение по направлению к нам меняется на удалении от нас. Из эффекта Доплера следует, что галактики удаляются от Земли на приличной скорости. Хаббл построил график зависимости величины красного смещения от предполагаемого расстояния для 46 галактик, в которых имеются цефеиды. На графике получилась почти прямая линия, демонстрирующая, что скорость удаления, рассчитанная по красному смещению, пропорциональна расстоянию. В 1929 году он вывел формулу, названную впоследствии законом Хаббла. Постоянная Хаббла, или коэффициент пропорциональности, считается сейчас равным примерно 21 км/с на миллион световых лет. По первоначальным прикидкам Хаббла эта цифра была в семь раз больше.

Сейчас мы знаем, что шведский астроном Кнут Лундмарк выдвинул аналогичную гипотезу в 1924 году, то есть на пять лет раньше Хаббла. Для определения расстояния между галактиками он использовал их величину, причём его коэффициент пропорциональности отличался от современного всего на 1 %, что куда точнее результата Хаббла. Однако работа Лундмарка была проигнорирована научным сообществом, поскольку его методы не проверялись независимыми исследователями.

Взаимосвязь размеров Вселенной и динамики её поведения натолкнула на неожиданный вывод: если все галактики от нас удаляются, то либо Земля находится в центре некой расширяющейся области, либо вся Вселенная увеличивается в размере.

К тому времени астрономы уже знали, что Вселенная может расширяться. Эйнштейновские уравнения поля, составляющие основу теории относительности, это предсказывали. В 1924 году Александр Фридман предложил три различных решения уравнений поля в зависимости от кривизны пространства: положительное, отрицательное или равное нулю. Математики, специализирующиеся на неевклидовой геометрии, знают три таких пространства соответственно: эллиптическое, гиперболическое (мир Эшера) и евклидово. В отличие от двух других, эллиптическое пространство конечно – это поверхность трёхмерной гиперсферы. Эшерландия чем-то похожа на Круглый мир: она ограничена снаружи, но бесконечна внутри, если мерить это пространство его же собственной метрикой. Именно так ей удаётся вместить бесконечное множество ангелов и демонов, причём все они одинакового размера. Уравнения поля определяют диапазон возможных форм Вселенной, а вовсе не устанавливают одну-единственную форму.

Кроме того, они позволяют со временем её поменять. В 1927 году, исходя из уравнений Эйнштейна, Жорж Леметр сделал вывод о расширении Вселенной и прикинул предполагаемую скорость. В 1931 году он опубликовал статью « Однородная Вселенная постоянной массы и рост радиуса по расчетам радиальной скорости внегалактических туманностей », однако она осталась незамеченной, поскольку была напечатана в невнятном бельгийском журнале, хотя впоследствии и стала считаться классической.

Идея Леметра противоречила господствующим в космологии того времени взглядам, однако английский астроном сэр Артур Эддингтон, автор популярных (если не сказать популистских) книг, считал, что гипотеза Леметра может разрешить многие космологические проблемы. В 1930 году он даже пригласил Леметра в Лондон на встречу, посвящённую физике и спиритуализму. К тому времени Леметр уже сообразил, что если рассматривать расширение Вселенной в обратной перспективе, то в неком отдалённом периоде всё сожмётся в точку. [64] На самом деле это не совсем так: изначальная формулировка Леметра была несколько иной. Вместо точки сингулярности в неком конечном прошлом у него была гиперсферическая сингулярность в бесконечном прошлом. Он назвал эту исходную сингулярность «первоначальным атомом» и опубликовал свою идею в ведущем научном журнале Nature, вслед за чем последовала грандиозная полемика. Ко всему прочему, фраза Леметра насчёт «Космического Яйца, вскрывшегося в момент сотворения мира» отнюдь не способствовала умиротворению страстей.