Кто изобрел современную физику? От маятника Галилея до квантовой гравитации - читать онлайн книгу. Автор: Геннадий Горелик cтр.№ 45

Итак, одаренность, знания и смелость. Такое сочетание вполне достойно награды, которую иногда называют везением, иногда — благоприятными историческими обстоятельствами. Но Фридману не суждено было дожить до времени, когда стал ясен масштаб его открытия. Талантливый и смелый человек умер в 37 лет от брюшного тифа.

Спустя семь лет в дневнике академика В.И. Вернадского появилась запись:

(Математик Я.Д. Тамаркин, товарищ и соавтор Фридмана в нескольких работах, покинул Советскую Россию в 1922 году. Работал и преподавал в Кембридже.)

После германского физика, голландского астронома и российского математика следующий важный вклад в космологию сделали американские астрономы.

Эта история началась с замечательного открытия, сделанного в 1908 году Генриеттой Ливитт, которая тогда не была еще астрономом. Она смотрела не вверх, в звездное небо, а вниз — на фотопластинки, сделанные в Гарвардской обсерватории за много лет. В те времена женщин к телескопам еще не допускали даже в этой, самой свободной части Америки. Она работала в группе вычислительниц, измеряла положения и яркости звезд на фотопластинках разного времени. Занимаясь этим скучным делом, она зарегистрировала тысячи звезд в Магеллановом облаке — туманности, соседней с нашей Галактикой. При этом Ливитт заметила несколько звезд-цефеид, яркость которых менялась с постоянным периодом, зависящим от их яркости, и получила определенное соотношение между этими величинами.

Открытие это стало возможно, поскольку расстояние до Магелланова облака много больше его размеров, и, значит, все тамошние цефеиды находятся от наблюдателя примерно на одинаковом расстоянии, хоть и неизвестном тогда. Вскоре удалось измерить расстояние до одной цефеиды в нашей Галактике, после чего соотношение между яркостью и периодом цефеид стало абсолютно определенным. И теперь уже можно было, измеряя период и видимую яркость цефеиды, вычислить истинное расстояние до нее. Это дало способ определять расстояния до туманностей. Именно этим способом астроном Эдвин Хаббл, работавший в обсерватории в Калифорнии, установил к 1924 году, что большинство туманностей — далекие галактики, подобные нашей.

К тому времени подоспело совсем другое исследование туманностей-галактик. Его начал в 1912 году Весто Слайфер в обсерватории в Аризоне, определяя скорости небесных объектов по их спектрам. Скорость света не зависит от скорости его источника, но цвет зависит: каждая спектральная линия смещается в красную сторону, если источник удаляется, и в фиолетовую — если приближается. Смещение тем больше, чем больше скорость. Это явление, называемое эффектом Доплера, имеет тот же характер, что изменение звука гудка поезда или машины с сиреной, когда они проносятся мимо. К 1923 году в результате очень трудоемких исследований спектров галактик Слайфер измерил скорости 41 галактики, из которых, как оказалось, 36 удаляются. Наблюдения явно намекали на что-то.

Этот намек воспринял уже известный нам Эдвин Хаббл, и, похоже, его восприимчивость усилилась в результате участия в 1928 году в конгрессе Международного астрономического союза в Голландии. Вернувшись с конгресса, Хаббл к данным Слайфера добавил еще несколько измерений и в 1929 году опубликовал статью, в которой представил новый закон — закон красного смещения. Данные о скоростях и расстояниях галактик дали примерно такую картину:

Пунктирная прямая означает, что скорости удаления галактик пропорциональны их удаленностям

V = H ^. D

и что на расстоянии 1 мегапарсек (≈ 3 ^. 10¹⁹ км) галактики разлетаются со скоростью примерно 500 км/сек.

Иными словами, Вселенная расширяется, как и предсказывало решение Фридмана. Разделив расстояние 1 мегапарсек на скорость 500 км/сек, получим, что расширяется уже примерно два миллиарда лет. А что было в начале расширения два миллиарда лет назад? Расстояний между галактиками никаких не было, было некое сплошное единое целое. А если принять решение Фридмана полностью, то единое целое Вселенной возникло в некий момент в виде точки с бесконечной плотностью вещества.

Так это выглядит сейчас. Однако к началу 30-х годов картина была иной. Хаббл вскоре после публикации своей статьи разуверился в том, что закон красного смещения говорит о расширении Вселенной. Хоть он и откладывал на своем графике «скорость», впоследствии, до конца жизни, он считал это лишь условным обозначением спектрального сдвига, «как будто» этот сдвиг — результат эффекта Доплера. Измеряли-то именно спектральный сдвиг, а какая физика его определяла — вопрос открытый, считал он.

Причиной такого скептицизма было то, что возраст Вселенной в два миллиарда лет слишком мал для астрономов. Некоторые звезды старше, и даже Земля, согласно хронологии, основанной на изучении радиоактивных изотопов, оказывалась старше Вселенной, что абсурдно. Вслед за статьей Хаббла его коллега Фред Цвикки предложил другое объяснение: фотоны от далеких галактик краснеют не потому, что галактики удаляются, а потому, что за миллионы лет своего путешествия фотоны от далеких галактик теряют часть своей энергии в силу какого-то взаимодействия с межгалактической средой, как говорили тогда, фотоны «стареют» или «устают». Чем дольше путешествуют, тем больше теряют, а значит, согласно квантовому соотношению E = hν, частота фотонов уменьшается, то есть они краснеют.

В 1931 году Хаббл писал де Ситтеру:

Осторожный астроном-наблюдатель пишет «туманности» вместо «галактики», хотя именно благодаря ему галактики утвердились в астрономии. Но его осторожное отношение к космологии более резонно.

Математический аппарат эйнштейновской теории гравитации настолько отличался от обычного аппарата астрофизики, что лишь немногие освоили его по-настоящему, тем более что применялся этот аппарат в считанных задачах. Да и сама возможность начала Вселенной шокировала и отбивала охоту у зрелых астрофизиков расширять свои математические знания.