Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Обычно они высказываются теми, кто полагает, что Вселенная стационарна. Реальность разбегания удаленных галактик, как принято сегодня считать, подтверждена наблюдениями определенного типа сверхновых (тип I), которые набирают яркость и гаснут в строго заданном временном режиме. Когда эти «часы» удаляются от нас, их ход, если можно так выразиться, оказывается замедленным, и это отставание напрямую связано с красным смещением. В настоящее время подавляющее большинство астрономов убеждены, что красное смещение вызвано реально существующим расширением Вселенной; но торжество такой точки зрения, несомненно, стало результатом долгого и трудного пути.

РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ

Когда Эйнштейн конструировал свою общую теорию относительности, лучшие астрономы мира придерживались единогласного мнения о том, что картина звездной вселенной Каптейна или ее ревизия, произведенная Карлом Шварцшильдом, более или менее удовлетворительна. Используя статистические методы, особенно после того как они были расширены и приведены в единую систему Оортом, астрономы начали приобретать «вселенскую ментальность» ровно в тот момент, когда общая теория относительности достигла своей космологической фазы. Данные, полученные с помощью новых американских телескопов, неожиданно превратили отвлеченные математические выкладки в нечто большее, чем просто академические упражнения. Мы уже видели, как в 1918 г. Шепли настойчиво отстаивал идею о том, что Галактика обладает гораздо бо́льшим диаметром, чем ей приписывали ранее, относя это в том числе к удаленности Солнца от ее центра. Начались попытки определения расстояний до спиральных туманностей, но что можно было сказать об их движении?

Красное доплеровское смещение в спектрах звезд обнаружил Г. К. Фогель уже в 1888 г., а Уильям Хёггинс попытался измерить радиальное движение «туманностей» спектроскопическими методами еще в 1874 г., но его оборудование не обладало достаточной точностью для решения этой задачи. Первый ощутимый успех пришел в 1890–1891 гг., когда Джеймс Эдуард Килер измерил лучевые скорости десяти планетарных туманностей. Килер, будучи урожденным американцем, прошел обучение в Германии, после чего, сменив несколько должностей в Соединенных Штатах, добился больших успехов в Ликской обсерватории благодаря увеличению чувствительности фотопластинок и применению прекрасных вогнутых дифракционных решеток, изготовленных великим мастером по производству подобного оборудования Генри Роуландом из Балтимора. До своей скоропостижной кончины в 1900 г. Килер успел сделать еще несколько аналогичных измерений. После смерти Килера его мантию передали Уильяму Уоллесу Кэмпбеллу, поскольку последний был не только директором обсерватории, но и ведущим специалистом в области спектроскопических наблюдений. Уже в 1893 г. состоятельный член правления обсерватории Дариус О. Миллс выделил фонды на спектрографические исследования по программе, разработанной Уоллесом Кэмпбеллом, предполагавшей использование большого 36-дюймового рефрактора Ликской обсерватории. (Кэмпбелл был на короткой ноге с такими миллионерами, как, например, Фиби Апперсон Херст, подарившая ему впоследствии автомобиль для обсерваторских нужд.) Он производил важные измерения лучевых скоростей не только в Соединенных Штатах, но и в Чили, где основал южную станцию. После того как ему исполнилось шестьдесят лет (Кэмпбелл родился в 1862 г. в Огайо), астрономическая работа частично отошла на второй план, поскольку его избрали президентом первого университета Калифорнии, а затем президентом Национальной академии наук. И все же наиболее известная работа Кэмпбелла была посвящена лучевым скоростям звезд. Он начал свою карьеру в Ликской обсерватории в 1896 г., где официально учредил программу каталогизации данных, которые могли бы служить средством определения траектории движения Солнца среди звезд. Результатом этой работы стал массив данных, состоящий из более чем 25 000 спектрограмм, полученных в течение 30 лет для более чем 2770 звезд. Кроме того, специально выделили время для измерения лучевых скоростей 101‐й «газовой туманности», использованных для изучения движения того, что впоследствии оказалось «нашей» Галактикой.

Весто Мелвин Слайфер, сотрудник Лоуэлловской обсерватории (Флагстафф, штат Аризона), был первым, кто измерил лучевую скорость одной из спиральных туманностей (1912). Он закончил Индианский университет и с 1903 г. работал в Лоуэлловской обсерватории. Он использовал небольшие телескопы и довольно слабые спектрографы, но обладал превосходными спектрографическими навыками, приобретенными в ходе многолетних измерений периодов вращения планет с помощью этого метода. (Именно он впервые обнаружил полосы в спектрах спутников Юпитера; это стало для него настоящей проверкой на прочность.) Он обнаружил, что объект М31, большая «туманность» в созвездии Андромеда, приближается к Солнцу со скоростью 300 километров в секунду; эта скорость оказалась самой высокой из всех известных на тот момент. К 1914 г. у Слайфера было уже тринадцать измеренных скоростей (или спектральных смещений, если исходить из стремления не упускать из виду другую интерпретацию и считать, что они вызваны эффектом де Ситтера). К 1923 г. он составил список скоростей 41 туманности (галактики), 36 из которых убегали от нас (спектральное смещение в красную сторону). Одна из них удалялась с невероятной скоростью – 1800 километров в секунду; а какое-то время спустя он обнаружил еще более высокие скорости. Для тех немногих, кто понимал механику этого вопроса, обнаружение столь аномальных значений скоростей было довольно ясным свидетельством того, что рассматриваемые туманности находятся далеко за пределами гравитационного влияния нашего Млечного Пути.

Когда Эддингтон формулировал свой вопрос о том, является ли разбегание туманностей «систематическим», он, похоже, имел в виду эффект, складывающийся из двух явлений: эффекта де Ситтера и рассеяния туманностей в упомянутом выше смысле. Затем эту идею подхватил Хаббл. Были и такие астрономы, которые надеялись вывести из результатов, полученных Слайфером, скорость Солнца. К таковым относились Карл Вирц и Кнут Лундмарк, однако вскоре они убедились в том, что имеют дело с гораздо более загадочным явлением. Вообще говоря, уже в 1925 г. Лундмарк использовал данные, полученные для сорока пяти туманностей, чтобы записать закон, связывающий скорость с расстоянием. Однако этот закон был получен в результате тщательной работы, проведенной Эдвином Хабблом, и анонсирован им в 1929 г. Это окончательно убедило бо́льшую часть астрономического сообщества в том, что Вселенная действительно неуклонно расширяется. Даже эта классическая работа Хаббла, любопытно отметить, была в значительной степени посвящена разбору движения Солнца.

Как уже упоминалось в главе 16, Хаббл использовал открытие Генриетты Ливитт, согласно которому интенсивность излучения ярких переменных звезд класса цефеид согласуется с периодом изменения блеска; чем медленнее происходят эти изменения, тем выше истинная яркость. Период колебания блеска звезды дает нам светимость; сопоставление ее с видимым блеском позволяет рассчитать расстояние до звезды (формальный вид этой зависимости приведен на с. 756). В качестве другого критерия для определения расстояния Хаббл использовал предположение, что наиболее яркие звезды в галактиках обладают одной и той же светимостью. Кроме того, согласно его допущению, и большинство самих галактик обладает одинаковой интенсивностью излучения. Как мы уже видели, использовав 100-дюймовый телескоп обсерватории Маунт-Вилсон, он обнаружил цефеиды в М31 и в других так называемых «туманностях», показав в 1924 г., что они не являются частью нашей галактики – Млечного Пути. Это само по себе было довольно неожиданно и имело большое значение, но сообщение, сделанное им в 1929 г. (в котором упоминались все вышеуказанные критерии) о том, что расстояния до туманностей пропорциональны скоростям их удаления, стало еще бо́льшим сюрпризом для тех, кто не следил за дискуссиями по вопросам релятивистской космологии; а для тех, кто следил, – бесценным подарком. В качестве приблизительного значения коэффициента пропорциональности Хаббл приводил величину 500 километров в секунду на один мегапарсек. Он использовал этот параметр для оценки расстояний до очень далеких туманностей по относительно легко измеряемым лучевым скоростям.

Здесь уместно будет сказать несколько слов о том, что упомянутая выше тенденция к удалению от Солнца, очевидным образом