Маленькая книга о Большом взрыве - Тони Ротман

* * *

То, что сделал Хаббл, кажется довольно простым: он выстроил график зависимости скоростей ряда галактик от расстояний, которые их разделяют. Несмотря на то что данные выглядели как набор точек на рис. 5, Хаббл, будучи либо очень смелым, либо очень безрассудным, провел через них прямую линию.

Рис. 5

Здесь нам придется обратиться к формуле, которая, я обещаю, будет самой сложной математической задачей этой книги, – уравнение этой прямой линии. Уравнение для прямой Хаббла выглядит как v = Hd, где v – скорость галактики, d – расстояние до нее, а H – коэффициент, равный углу наклона линии. Прямая линия подразумевает, что скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее. Таким образом, если расстояние от галактики Бета до нас вдвое больше, чем расстояние до галактики Альфа, значит, Бета удаляется от нас вдвое быстрее, чем Альфа. Кроме того, чем больше наклон, H, тем быстрее галактики, находящиеся на конкретном расстоянии от нас, удаляются.

Пожалуй, H, или постоянная Хаббла, является самым известным числом, пришедшим из мира космологии. Многие ученые-космологи целиком посвятили себя определению ее точной величины. Почему H так важна для нас? Хотя знание ее точной величины вряд ли может повлиять на исход выборов, оно, как мы вскоре увидим, позволит рассчитать скорость расширения Вселенной, являющуюся частью практически любого космологического процесса. Знание H также сообщит нам возраст жизни Вселенной, то есть время, прошедшее с момента Большого взрыва. В теории определить H довольно просто: по примеру Хаббла, нужно построить график соотношения скорости ряда галактик и расстояний между ними, а затем рассчитать угол наклона. Фраза «легче сказать, чем сделать» отлично подходит для этого случая.

Вычисление скорости другой галактики – сравнительно не сложный процесс, если обратиться за помощью к знаменитому допплеровскому эффекту: когда движущийся объект отдаляется от нас, частота испускаемых им световых волн смещается в красную часть спектра, а когда приближается – в синюю. Именно так в 1920-х годах астрономы узнали, что галактики (или туманности) удаляются от нас: их свет постепенно все больше краснел. Сдвиг частоты зависит от скорости испускающего свет объекта. Сравнивая наблюдаемый спектр испускаемого галактикой света, то есть его частоту, с известными нам частотами света, полученными в лаборатории, мы с легкостью сможем вычислить скорость ее удаления.

Напротив, измерение расстояния, отделяющего одну галактику от другой, требует определенной работы. Мы не можем сделать это при помощи простой линейки или лазерного дальномера. Расстояние до ближайших звезд можно определить методом триангуляции[11], а благодаря таким спутникам-телескопам, как «Гиппарх» и «Гайя», мы можем сделать то же самое с миллиардами звезд Млечного Пути. Но измерение расстояний за пределами нашей галактики заставило астрономов проявить настоящую изобретательность и упорство. Наверное, установление шкалы или, как ее еще называют, лестницы космических расстояний стало наиважнейшим прорывом астрономической науки за последнее время, но даже при всей точности, с которой теперь проводятся измерения, споры по поводу астрономических расстояний не утихают. До тех пор, пока существуют сомнения в области измерения расстояний, сохранятся и сомнения по поводу иных космических параметров – в частности, H.

Тот факт, что используемая сегодня величина Н в семь раз меньше той, которую использовал в своих расчетах Хаббл, уже свидетельствует о наличии трудностей. Не всем, кто взглянет на график на рис. 5, будет ясно, что отклонение графика влево лучше соответствует данным; другие вероятные линии изображены на графике справа. И если уж на то пошло, почему линия на первом графике вообще должна быть прямой?

* * *

Вам будет легче понять закон Хаббла, подтвердив его экспериментальным путем на своей собственной кухне. Возьмите широкую резиновую ленту и нарисуйте на ней несколько галактик – пусть это будут точки, расположенные на одинаковом расстоянии друг от друга. Пометьте их: A, B, C, D… Затем начните растягивать ленту и не останавливайтесь, пока ваши планеты не начнут отдаляться друг от друга: A, B, C, D.

Теперь представьте, что вы находитесь в галактике A. Если лента тянется равномерно и B отстоит от A на один сантиметр, то C должна отстоять на один сантиметр от B и, следовательно, на два сантиметра от A. Поскольку все это происходит в течение того времени, пока вы растягиваете ленту, C должна удаляться от A в два раза быстрее, чем от B.

Это и есть закон Хаббла. Самое главное условие – лента должна расширяться равномерно, с одной и той же скоростью повсюду. Любая Вселенная, расширяющаяся равномерно, будет демонстрировать закон Хаббла.

Выше мы уже говорили о том, что H представляет собой скорость расширения Вселенной. Точнее, H показывает дробный коэффициент расширения Вселенной, другими словами, это прирост расстояния до галактики в процентах за единицу времени.

К примеру, если С находится на расстоянии 5 см от А, а последняя движется со скоростью 1 см/с, значит, расстояние меняется на 1/5 в секунду, и Н равно 1/5 в секунду. Конечно, резиновая лента объясняет этот процесс более наглядно, но я все равно дам дополнительное объяснение в сносках[12].

Самое главное достоинство резиновой ленты как модели Вселенной состоит в том, что ни одна галактика на ней не занимает центрального положения. Например, если вы находитесь в галактике C, галактика A удаляется от вас вдвое быстрее, чем галактика B. Картина станет еще яснее, если вы представите галактики в виде наклеек на воздушном шарике. Если вы начнете надувать шарик, то галактики начнут разбегаться в разные стороны, причем соседствующие между собой галактики будут удаляться друг от друга с одинаковой скоростью. Именно это имеют в виду космологи, говоря о расширении Вселенной.

Таким образом, мы теперь можем ответить на вопрос, с которого началась глава: нет, мы не находимся в центре Вселенной.

Вы можете возразить, что у воздушного шарика тоже есть центр, который находится внутри него. Пожалуй, здесь аналогия рушится. Шарик – это двухмерная поверхность, существующая в трехмерном мире. Муравей, бегающий по двумерной поверхности шарика, может увидеть комнату, которая его окружает. Вселенная, в которой мы живем, имеет три пространственных измерения, и комнаты, в которую мы могли бы заглянуть, просто нет. В то же время реальная Вселенная – это четырехмерное пространство-время, также не окруженное ничем. Она растет и расширяется за счет того, что галактики в ней непрерывно отдаляются друг от друга, и все же это расширение направлено в никуда. Это и будет ответом на вопрос в начале главы.

Конечно, такую картину мира безумно сложно визуализировать. Пытаясь представить себе расширяющуюся Вселенную, куда проще думать о растянутой резиновой ленте, которая,