Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых - [43]

Это началось с американского астронома Весто Слифера (1875–1969), получившего спектр галактики Андромеды в 1912 г. (когда еще в ней никто не подозревал галактики). Из ее спектра он определил, что она приближается к нам со скоростью 200 км/с.

Слифер заметил, что характерные темные линии спектра были смещены от их нормального положения в сторону фиолетового конца спектра. По направлению этого смещения он мог заключить, что галактика Андромеды приближается к нам, а по величине его мог подсчитать скорость приближения.

Последнее основывалось на принципе, впервые выдвинутом в 1842 г. австрийским физиком Кристианом Доплером (1803–1853).

Сперва эффект Доплера применялся к звуковым волнам, но в 1848 г. французский физик Арман Физо (1819–1896) показал, что этот принцип применим также и к световым волнам. Благодаря эффекту Доплера — Физо стало ясно, что если спектральные линии любого излучающего свет объекта, будь то свеча или звезда, сместились в сторону фиолетового цвета, значит, объект приближается к нам, если же они сдвинулись в сторону красного, то источник света от нас удаляется.

Первым, кто применил этот принцип в 1868 г. к звезде, был Уильям Хаггинз. Он обнаружил, что Сириус показывает небольшое красное смещение и потому удаляется от нас. В последующие годы таким путём были апробированы и другие звезды. Одни из них приближались, другие удалялись, везде со скоростью более 100 км/с.

Эффект Доплера — Физо имел одну очень ценную сторону. Если пытаться измерить собственное движение звезды (движение поперек луча зрения), успех может быть получен только для звезды очень близкой. В результате очень мало звезд имеют измеримое собственное движение. Доплеровский же принцип определения радиального движения (к нам или от нас) мог работать для любой как угодно далекой звезды, лишь бы она была достаточно ярка, чтобы запечатлеть свой спектр.

Коль скоро у туманности Андромеды удалось получить спектр, поддающийся фотографии, было неважно, что она удалена от нас на 700 000 парсек (чего Слифер, конечно, и не подозревал). Эффект Доплера — Физо работал одинаково хорошо как на нее, так и на Сириус или горящую рядом свечу. Фиолетовое смещение в спектре галактики Андромеды показывало, что она приближалась, и это не удивляло. Скорость ее приближения была несколько высоковатой, поскольку к тому времени еще не нашли других звезд, удаляющихся или приближающихся с такой скоростью, тем не менее для Андромеды эта цифра не была чем-то из ряда вон выходящим.

Позднее Слифер продолжал изучение спектров других четырнадцати галактик (или туманностей, как он думал) и обнаружил, что только одна из них приближалась — туманность Андромеды. Все другие удалялись, причем со скоростями явно высшими, чем 200 км/с.

Тут было в самом деле чему удивляться, но впереди были еще более поразительные вещи.

В 20-х годах, когда начали понимать, что светлые туманности — это другие галактики, американский астроном Милтон Хумасон, работавший с Хабблом, начал фотографирование спектров многих галактик. Его открытием стал тот факт, что все без исключения они показывали красное смещение. Все удалялись.

Более того, чем тусклее (и потому предположительно более далекой) была галактика, тем большим было красное смещение и тем выше скорость удаления. Около 1919 г. Хаббл высказал мысль, что существует закономерность, объясняющая это явление (эта закономерность стала называться Законом Хаббла). По этому закону скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее. Если одна галактика в пять раз дальше, чем другая, то первая уходит в пять раз быстрее, чем вторая.

Закон Хаббла основывался целиком на наблюдениях — замерах красного смещения. Эти наблюдения едва стали входить в практику, но тут появилось новое теоретическое обоснование всей проблемы.

В 1916 г. Эйнштейн представил свою общую теорию относительности, которая впервые исправляла ньютоновский взгляд на гравитацию. Теория включала систему уравнений поля, с помощью которых можно было описать Вселенную как целое.

Эйнштейн полагал, что его уравнения поля описывают «статическую Вселенную», т. е. Вселенную, которая, взятая как целое, стабильна и не претерпевает никаких изменений. Однако в 1917 г. датский астроном Биллем де Ситтер (1872–1934) продемонстрировал, что уравнения эти могут быть использованы и для иллюстрации постоянного расширения Вселенной. Идея расширяющейся Вселенной стала более популярной, и сам Эйнштейн стал на ее сторону.

БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ

Если Вселенная действительно расширяется, то в каждый последующий день она шире, чем была накануне. Если же представить, что мы движемся назад во времени, как бы прокручивая киноленту в обратном направлении, то мы увидим, что Вселенная с каждым днем становится все меньше.

Вселенная может расширяться вперед во времени неопределенно долгое время, так что никогда не будет ее настоящего конца. Но она не может сокращаться неопределенно долго назад во времени, так как сокращающаяся Вселенная должна в конце концов съежиться до нуля и дальше уже сжиматься не сможет. Этот нуль отметит начало Вселенной.