Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

предыдущих оценок расстояний до галактик, следовательно, радиусы далеких туманностей должны быть удвоены, и то же самое следует сделать с временны́м масштабом Вселенной. Все это Бааде получил в процессе изучения двух типов звездных населений, каждое из которых обладало своими пульсирующими переменными, и к ним следовало применять разные параметры зависимости период-светимость. (Мы видели на с. 773, что ошибка расстояний Шепли была вызвана той же самой причиной.) В течение следующего десятилетия в результате совместной работы обсерватории Маунт-Вилсон, Паломарской и Ликской обсерваторий (в рамках программы, осуществляемой Милтоном Хьюмасоном, Николасом Мейолом и Алланом Сэндиджем) постоянная Хаббла была изменена еще раз и с тех пор неоднократно подвергалась пересмотру. Картина выглядела примерно следующим образом: если мы возьмем обычно используемую размерность постоянной Хаббла, то есть километры в секунду, деленные на мегапарсек, то она будет меняться в пределах значений от 450 до 550 в довоенный период, затем упадет до интервала между примерно 300 и 100 или ниже в период между 1952 и 1960‐ми гг., а в канун нашей эпохи начнет колебаться между 50 и 100. На рубеже тысячелетий наиболее общепризнанным было значение, равное примерно 72, с ошибкой порядка 10 процентов, хотя и сама ошибка может оцениваться разными способами.

После заявления Бааде, сделанного в 1952 г., модель Леметра – Эддингтона уже не имела такого преимущества перед своими конкурентами. (Но в 1960‐х гг. она вновь привлекла внимание, когда ее попытались использовать для объяснения концентрации красных смещений квазизвездных объектов в окрестности 2. Изменения длин были результатом разбегания.) Однако даже в 1990‐х гг. находились космологи, которых нисколько не беспокоило то, что их Вселенная моложе составляющих ее объектов. Можно усмотреть глубокую этимологическую справедливость в том, что одной из важнейших функций космического телескопа «Хаббл» стало уточнение параметров расширяющейся Вселенной. Например, была развернута программа наблюдений цефеид в других галактиках, даже таких удаленных, как скопление в созвездии Дева, позволившая повысить точность шкалы космических расстояний.

ФИЗИКА ВСЕЛЕННОЙ

Вскоре Леметр утратил веру в свою теоретическую модель и начал заниматься другими вещами, но его работа сумела в корне изменить пристрастия ряда других теоретиков и привлечь их внимание к новым физическим аспектам расширения. Ричард Чейз Толмен являет собой показательный пример космологов нового типа. Окончив Массачусетский технологический институт и пройдя обучение в Германии, он устроился преподавателем теоретической физики и физической химии в Калифорнийском технологическом институте. Будучи автором первого американского учебника по (специальной) теории относительности, Толмен живо интересовался наблюдениями, проводимыми Эдвином Хабблом (который, выражаясь космологическим языком, находился в пределах его ближайших окрестностей), и написал блестящее и очень важное исследование о возможностях включения термодинамики в релятивистскую космологию. Среди других специалистов-физиков с не менее широким кругом интересов были Артур Эддингтон, Джордж Маквитти и Уильям Маккри. Большинство космологов-математиков предпочитали концентрировать свои усилия на геометрических аспектах этого предмета, беря за исходное саму теорию Эйнштейна. Но потом появились астрономы-наблюдатели. Хаббл был не самым типичным из них. Хотя релятивисты с нетерпением ожидали надежной оценки расстояний, в это время продолжали вестись горячие дискуссии по поводу интерпретации красных смещений, и, похоже, именно Толмен заставлял Хаббла немного нервничать, когда речь заходила о трактовке красных смещений как показателей скорости. Большинство же астрономов не относились ко всему этому как к чему-то личному, и в результате словосочетание «расширяющаяся Вселенная» стало для многих людей крылатым словечком, обозначающим самое потрясающее астрономическое открытие последних дней. А сторонники принципа «чем больше, тем лучше» настаивали, что это – величайшее открытие всех времен.

На другом полюсе этого искушенного теоретизирования находился Эддингтон, который обладал замечательной способностью объединить практически все разделы математической физики, вследствие чего многие его коллеги относились к нему с глубоким недоверием. Предел его мечтаний – объединение общей теории относительности с квантовой механикой. В 1931 г. Леметр выступил с ответом на речь Эддингтона, посвященную этому вопросу. Эддингтон, будучи активным членом «Общества друзей» (квакеров), написал, что ему претит «понятие начала Мироздания». (Прошлое в модели Леметра – Эддингтона, напомним, простиралось в бесконечность. При обратном прослеживании оно асимптотически стремилось к эйнштейновскому стационарному состоянию.) Леметр объяснил, почему он верит в прогнозы квантовой теории, согласно которым мир в его исходном состоянии существенно отличался от современного устройства Мироздания. Законы термодинамики, по его словам, требуют, чтобы: 1) неизменное и сохраняющееся количество энергии было рассредоточено по отдельным несмешиваемым порциям (квантам); и 2) число этих квантов непрерывно росло. Если мы будем двигаться обратно во времени, утверждал он, мы будем встречать все меньшее и меньшее число квантов, пока не увидим, как вся энергия Вселенной сосредоточена в очень ограниченном их числе или даже одном-единственном кванте.

Так в 1931 г. появилась идея Первичного атома, единственного атома, чей атомный вес полагался равным массе всей Вселенной. Если у кого-нибудь возникнет желание назвать чьим-нибудь именем первую космологическую модель, которая включала в себя подлинный «Большой взрыв», некое начало, имеющее строго математическое определение, то Леметр обладал бы очевидным преимуществом перед всеми остальными. В 1929 г. Джеймс Джинс упомянул о начале, «не бесконечно удаленном во времени», но в общем и целом его рассуждения были весьма туманны. В мае 1931 г. журнал Nature опубликовал отклик Леметра на работу Эддингтона о рождении и гибели мира, появившуюся в мартовском выпуске того же журнала от 1931 г., в которой Леметр разъяснял, как его концепция Первичного атома может быть использована в целях наполнения релятивистских моделей конкретным содержанием. Он писал, что такой «уникальный квант» не может быть стабильным и должен делиться на все более мелкие атомы посредством какого-либо суперрадиоактивного процесса. Развивая свою мысль, он утверждал, что «согласно идее сэра Джеймса Джинса, некоторые остаточные эффекты этого процесса могут содействовать разогреву звезд до тех пор, пока атомы с малыми зарядовыми числами еще способны поддерживать жизнь». В ноябре 1931 г. Леметр вернулся к этой теме, объяснив в общих чертах, каким образом космическое излучение с чрезвычайно высокой энергией может быть интерпретировано как «отблеск первичного фейерверка, сопутствующего образованию звезды из атома, атомный вес которого немного превосходит массу самой звезды». (На ил. 235 показано, каким образом этот процесс становится стартовой точкой для реализации одной из многих возможных моделей Вселенной.) Он продолжал развивать эту теорию до 1935 г. и отложил ее только в 1945 г., когда вышла его книга на эту тему, которая, несмотря на популярное изложение, имела серьезный научный подтекст.

235

Семь отличающихся друг от друга типов релятивистской модели Вселенной. I сжимается до минимума, а затем расширяется в соответствии с так называемой моделью де Ситтера. II – модель Леметра – Эддингтона, начинающая расширение от эйнштейновского состояния (III) до состояния де Ситтера (см. правую часть ил. 234). IV постепенно расширяется, начиная от сингулярного состояния. Этот случай вызывал наибольшие симпатии у Леметра, который отождествлял ее начальное состояние с Первичным атомом. V модель похожа на нее, но ее кривая не имеет «точки перегиба». Это модель Эйнштейна – де Ситтера. VI модель – предельный случай V. Наконец, VII является типичной иллюстрацией осциллирующей модели, в которой Вселенная то расширяется, то сжимается, возможно, в повторяющемся режиме.

Чтобы подтвердить свои догадки, Леметру требовалась теория строения ядер, применимая к атомам с очень большим весом. Кроме того, он нуждался в дополнительной информации о космических лучах; о них к тому времени было известно не так много. Он полагал, что его гипотеза суперрадиоактивного космического излучения согласуется с утверждением Артура Холли Комптона, согласно которому космические лучи состоят