Чтение онлайн

a(t) еKt,

так что мы можем постепенно реконструировать эволюцию Вселенной (рисунок 5). Когда придет будущее, описанное де Ситтером? Можно сказать, что оно уже начинается.

Мы не будем подробно анализировать инфляционную эру, так как эти модели разрабатывались уже после смерти Хаббла, но для того чтобы дать полную картину, скажем, что в первоначальную эру расширение можно было описать с помощью экспоненциальной функции, как в предыдущей формуле. При этом мы можем описать историю расширения Вселенной, показанную на рисунке 6. Эта сложная схема с частыми качественными изменениями отражает множество исследований, проводимых в течение последнего века.

Также мы можем начертить график функции H(t). На рисунке 7 (следующая страница) мы видим, что Хаббл смог наблюдать только небольшой временной интервал, который является практически единственным доступным для наблюдения. В действительности у нас есть другой маленький интервал, при котором 7 примерно равно 1100, когда произошел выброс реликтового излучения.

Кроме функции a(t) нам интересно знать, как менялась плотность Вселенной. Мы представим это изменение только для критической Вселенной Эйнштейна — де Ситтера, так как именно она лучше всего соответствует современным данным (и современные теории инфляции для первоначального времени подтверждают ее). На рисунке 8 представлена плотность в зависимости от времени критической вселенной, р(t) t2, и соответствующая эпохе темной энергии.

Также для полноты картины, не претендуя на реальное описание (поскольку это не является темой нашей книги), рассмотрим, как менялась температура Вселенной. На рисунке 9 представлена T(t). Примерно для z < 10– 10 Вселенная в основном содержала нейтрино, электроны, позитроны и фотоны. Обычная материя (барионы, такие как протоны и нейтроны)

и темная материя присутствовали, но в меньшем количестве.

РИС. 7 Изменение функции Хаббла в критической Вселенной Эйнштейна — де Ситтера и во Вселенной де Ситтера. t0 — настоящее время.

РИС. 8 Схема варьирования плотности.

Все частицы находились в термическом равновесии. Тогда пары нейтрино распались, позитроны и электроны взаимно уничтожили друг друга, что увеличило температуру фотонов и материи. Затем распались пары фотонов. Температура барионов поднялась до критических значений, сформировались первые звезды. Все это происходило относительно недавно, в эпоху, называемую реионизацией.

РИС. 9 Изменение температуры. Температуры фотонов, барионов и нейтрино менялись по-разному.

В 1932 году Хаббл предложил изучать распределение туманностей в пространстве. Для этого он использовал 60- и 100-дюймовые телескопы, а также 36-дюймовый телескоп Ликской обсерватории на Маунт-Хамильтоне. Над этой базовой проблемой космологии работал студент Хаббла Ник Майал. Он искал ответы на вопросы: гомогенно ли распределение туманностей? изотропно ли оно?

Говоря «гомогенное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любой точке Вселенной; все точки пространства Вселенной в этом смысле равноправны.

Говоря «изотропное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любом направлении, которое мы наблюдаем; все направления эквивалентны. При этом можно доказать, что изотропия подразумевает гомогенность, но не наоборот. Гомогенность не подразумевает изотропии.

Однако одинаковая плотность галактик во всех точках Вселенной представляет собой огромную проблему. Нужно брать за точку отсчета очень крупные структуры, содержащие статистически большое количество галактик, а затем считать галактики в них. Основная трудность, особенно в те времена, состояла в том, что расстояния не были известны с абсолютной точностью,— это касалось в первую очередь галактик, для которых был неприменим метод цефеид. Для подтверждения гомогенности Вселенной требуется очень много наблюдений. Мы можем изучать статистическое распределение потоков туманностей, наблюдаемых здесь, на Земле. Функция статистического распределения — особая функция при гомогенной Вселенной. (Можно доказать, что количество галактик со звездной величиной m пропорционально 10 0,6m в случае гомогенности.)

Это очень важные проблемы, поскольку если мы можем оценить массу галактик, пусть и с определенной погрешностью, это означает, что мы можем рассчитать массу Вселенной. Но точный ответ на вопрос о массе Вселенной неизвестен до сих пор. Поведение Вселенной зависит от ее плотности. Но какова плотность Вселенной вокруг нас? Эта плотность одинакова в каждой ее точке?

Также нельзя забывать о проблеме затемнения, вызванного межгалактической пылью, которая не позволяет нам наблюдать галактики, расположенные под углом к плоскости симметрии Млечного Пути. Нужно было провести оценку в зонах рядом с галактическим Северным полюсом (наблюдения на Южном галактическом полюсе невозможны, потому что его можно рассмотреть только с помощью телескопов в Южном полушарии, а они не обладают необходимыми характеристиками для этого).

К сложностям наблюдения добавлялись и социальные проблемы. В США шла депрессия, Майал страдал от безденежья, с ним не хотели продлевать контракт, он мечтал стать Хабблом из Южного полушария, хотя не располагал телескопами необходимой мощности. И все же он продолжал наблюдения. У Майала с Хабблом складывались теплые и даже дружеские отношения: студент был искренним почитателем таланта своего наставника, а восхищаться Хабблом издалека было легче, чем работая с ним плечом к плечу.

В 1934 году вышла первая работа Хаббла «Распределение внегалактических туманностей». Она опиралась на огромное количество наблюдений, при этом основная нагрузка легла на плечи Хьюмансона и Майала. Хаббл отбросил сомнительные галактики и сконцентрировал внимание «всего» на 44 тысячах галактик. На основании этих статистических выкладок стал очевиден основной вывод: большая часть Вселенной, которую может наблюдать человечество, на самом деле гомогенна. Результат работы заслуживал восхищения. Возможно, он был сформулирован под влиянием древних философов, а также релятивистской теории. Быть может, Хаббл предполагал нечто подобное еще до начала исследований. Но начиная с этого момента можно было отбросить догадки и предположения. Вывод основывался на точных данных.

Итак, если плотность материи одинакова во всех точках Вселенной, чему она равна? Хаббл изложил расчеты, не прибегая к излишнему теоретизированию, в популяризаторском ключе: «грамм в объеме тысячи объемов Земли». Объем Земли равен 1027см. Плотность, вычисленная Хабблом, была примерно равна 1030 г/см^3. Эта величина удивительно похожа на принятую сегодня для видимой массы критической Вселенной.

Альберт Эйнштейн решил на два месяца поехать в Пасадину, чтобы понять, над чем работали в Маунт-Вилсоне и Калтехе. Его сопровождала его вторая жена Эльза Эйнштейн, занимавшаяся расписанием ученого и защищавшая своего мужа от тысяч любопытных, желавших поглазеть на «самого умного человека в мире». Эйнштейну тогда был 51 год, Хабблу — 42.

Во время визита в Пасадину в 1931 году Эйнштейн был уже всеобщим любимцем из мира науки. Он был довольно остроумен, многие его высказывания становились афоризмами. Ученого постоянно приглашали в научные и культурные учреждения, и эти визиты собирали множество посетителей. Эйнштейну нравилась такая популярность. Он был не только одним из величайших ученых всех времен, но также отличался изобретательностью, любовью к импровизации и хорошей шутке. Конечно, такую популярность невозможно выносить 24 часа в сутки, поэтому Эльза планировала его расписание: встречи с публикой, приглашения, выступления, личная жизнь. Да, Эйнштейна любили, но оборотной стороной этого всеобщего восхищения была необходимость защищаться от любопытной толпы.

Эйнштейн смог полностью изменить основы физики, используя в качестве инструмента только собственную голову. Несомненно, он был звездой научных и общественных собраний, лакомой добычей для ненасытных фотографов и журналистов.

Этот необычный человек утверждал, что пространство и время зависят от наблюдателя, что энергия и масса — одно и то же, что ничто в мире не может перемещаться так же быстро, как свет, что пространство искривлено. Он перевел понятие гравитации в чисто геометрическую сферу. Он объяснил смещение перигелия Меркурия, описал отклонение света, испускаемого звездой, при прохождении его рядом с Солнцем, предсказал красное смещение света из гравитационного ноля и заложил основы понимания Вселенной.