Мыслящая Вселенная - [8]

А. Эйнштейн также занимался этой проблемой и нашел выход в том, что модифицировал уравнения теории тяготения (благо, она была им же создана) таким образом, что силы притяжения уравновешивались некими введенными им силами отталкивания, которые должны, по его предположению, действовать между всеми телами во Вселенной (наряду с силами притяжения). Так он несколько незаконно получил статистические решения, описывающие стационарную Вселенную. На опубликованную в конце июня 1922 года в немецком «Физическом журнале» работу Фридмана он опубликовал там же ответ, в котором указал, что он нашел в расчетах А. Фридмана ошибку, а правильные решения дают стационарную Вселенную. Только почти через год (в мае 1923 года) А. Эйнштейна удалось убедить в правоте А. Фридмана, и он публично признал это.

Что же следовало из решения А. Фридмана? Вселенная должна или расширяться, или сжиматься, или же пульсировать. Теперь дело стало за доказательствами, за фактами, за экспериментом. Первыми доказательствами могли служить данные измерений американского астрофизика В. Слайфера, который показал, что большинство галактик удаляется от нас с огромной скоростью. Принцип этих измерений прост. Если движущееся мимо нас тело (например, паровоз) издает звук, то при приближении источника звука к нам частота его колебаний увеличивается (он становится более высоким), а при удалении — уменьшается (звук становится более низким). Это и есть эффект Доплера. То же самое происходит и со светом (а вообще с любыми волнами, в том числе электромагнитными, включая радиоволны, рентген, гамма-излучение и т. д.): при приближении источника света его частота увеличивается, он смещается в сторону голубого цвета, а при удалении свет краснеет. Оказалось, что свет галактик краснеет. Значит, источники света удаляются. Надо иметь в виду, что по эффекту Доплера можно определить только скорость вдоль линии, соединяющей нас с источником света (или звука), то есть по лучу. Поэтому эти скорости и были названы «лучевыми». Но для получения полной картины расширения Вселенной этого мало. Надо знать истинные расстояния до излучающих тел. Этот вопрос решался на основании использования следующего физического закона. Если знать истинную светимость свечи (любого источника света), то при удалении ее на определенное расстояние ее видимый блеск уменьшится как квадрат этого расстояния. Значит, зная светимость источника и его видимый блеск, можно определить расстояние до него. Этот метод так и назван — методом стандартной свечи.

К «стандартной свече» выдвигаются определенные требования. Во-первых, чтобы она не была слабой, иначе мы ее видимого блеска и вовсе не заметим. Во-вторых, чтобы нам была известна ее истинная светимость. Исходя из этих требований вначале использовали переменные звезды цефеиды, которые в тысячу раз ярче Солнца. С помощью цефеид можно промерить Вселенную на расстояние до 15 миллионов световых лет. Но это расстояние недостаточное. На таком расстоянии находятся только ближайшие галактики. Более мощными «свечами» являются ярчайшие шаровые скопления звезд, которые находятся вокруг каждой галактики. Если из всех скоплений выбирать только ярчайшие, то будет обеспечена стандартность свечи, поскольку они для всех галактик имеют одинаковую светимость. С помощью шаровых скоплений можно заглянуть во Вселенную вплоть до шестидесяти миллионов световых лет, то есть до ближайших скоплений галактик. Была открыта и более яркая свеча. Ею могут служить ярчайшие галактики, которые имеют одинаковую светимость. Они позволяют измерить расстояние в миллиарды световых лет. Таким образом измеряют скорости небесных объектов и расстояния до них.

Оказалось, что между этими двумя величинами имеется очень жесткая связь: скорость удаления галактики тем больше, чем дальше она от нас удалена. Этот замечательный закон открыл в 1929 году американский астрофизик Э. Хаббл. На основании имеющихся данных о расстоянии до галактик и об их лучевых скоростях Э. Хаббл ввел число (коэффициент Хаббла), умножив на которое расстояние до объекта, получаем его скорость удаления. Насколько важно соотношение Хаббла, очевидно: зная расстояние до объекта (галактики), мы тем самым знаем и скорость его удаления. Закон Хаббла сыграл и продолжает играть в астрофизике исключительно важную роль. За 50 лет, прошедших со времени открытия этого закона, постоянная Хаббла несколько раз уточнялась. Только после 1950 года, когда был запущен самый крупный по тем временам 5-метровый телескоп, она была существенно исправлена (расстояния до галактик утроились, а до самых далеких галактик, когда измерения ведутся по ярчайшим звездам, увеличились в шесть — десять раз). Сейчас считается, что галактики, которые удалены на расстояние одного миллиона световых лет, удаляются со скоростью около 75 километров в секунду. Имея эти данные, каждый может определить, когда эта галактика начала свой путь. Для этого надо первое число поделить на второе. Мы получим 13 миллиардов лет. Галактики, которые удалены вдвое дальше, имеют скорость разбегания вдвое больше. Но начальный момент получится тот же. Конечно, этот момент нельзя определить очень точно. Чаще всего в книгах приводят цифру 15, реже — 18 миллиардов световых лет. Если быть осторожным, то можно сказать, что эпоха Большого Взрыва, то есть эпоха рождения Вселенной, была за 10–20 миллиардов лет до нас. Для сравнения приведем отдаленность от нас других эпох: возраст Солнца и Земли составляет около 5 миллиардов лет, а возраст шаровых звездных скоплений в Галактике — 10–14 миллиардов лет.