2.1. Расширение Вселенной

Расширение Вселенной – это, наверное, самое грандиозное из известных человечеству явлений. Непросто представить себе, что огромные галактики и их колоссальные скопления на протяжении многих миллиардов лет стремительно разлетаются друг от друга, будто гонимые неведомой силой. Еще менее просто принять очевидные следствия такого разлета. Но расскажем обо всем по порядку.

Открытие расширения Вселенной, как и многие другие великие достижения человечества, не было совершено одним человеком и, тем более, не было сделано в результате внезапного озарения. Любому открытию, как правило, предшествует длительная подготовительная работа – часто очень утомительная и не слишком интересная. Наивные анекдоты – например, про Архимеда и ванну, про яблоко Ньютона, про явившуюся Менделееву во сне периодическую систему – отражают лишь завершающий этап открытия, когда исследователю вдруг становится ясно то, над чем он очень долго размышлял.

Расширение Вселенной было открыто и, что не менее важно, правильно интерпретировано как реальное расширение, не сразу и было сделано не в одиночку. Ключевые имена в этой истории – это, конечно, А. А. Фридман (рис. 17) и уже знакомый нам Эдвин Хаббл, однако очень большой вклад был внесен и целым рядом других исследователей. Обнаружение расширения Вселенной неоднократно подробно описывалось и поэтому я остановлюсь лишь на важнейших этапах этой истории.

1912 год: Американский астроном Весто Слайфер начинает спектральные наблюдения туманности Андромеды на 24-дюймовом рефракторе Ловелловской обсерватории. К концу года он накопил несколько фотографических пластинок, полученных с многочасовыми экспозициями, и смог оценить систематическое смещение спектральных линий в спектре туманности по сравнению со спектром сравнения (в качестве стандарта лучевых скоростей использовался Сатурн). Результат оказался неожиданным – если интерпретировать смещение спектральных линий как следствие эффекта Доплера, то «мы можем заключить, что туманность Андромеды приближается к Солнечной системе со скоростью около 300 км/с». В конце своей заметки, опубликованной в 1913 году, Слайфер пишет: «расширение работы на другие объекты обещает результаты фундаментальной важности, но слабость спектров делает работу тяжелой, а накопление результатов – медленным». Де Ситтер попытался сравнить это предсказание с наблюдениями, однако ему были доступны измерения лучевых скоростей только для трех туманностей, наблюдавшихся более чем одним наблюдателем. (Одиночным измерениям де Ситтер, видимо, не доверял.) Де Ситтер заключил, что скорости спиральных туманностей, действительно, велики по сравнению со скоростями ближайших звезд, однако «этот результат, найденный только по трем туманностям, практически не имеет ценности». Затем он формулирует, как мы сейчас сказали бы, космологический тест – будущие наблюдения лучевых скоростей спиральных туманностей должны показать, наблюдаются или нет у них большие положительные скорости, и тем самым дать аргументы в пользу модели Эйнштейна или де Ситтера.

Таким образом, в 1917 году были созданы две модели Вселенной. Обе модели были однородными и изотропными, статическими и обе содержали Λ-член. Модель Эйнштейна была заполнена веществом, но излучение от далеких объектов не было смещено в красную область спектра. Модель де Ситтера была пустой, но излучение (предположим, что оно там откуда-то взялось) должно было демонстрировать красное смещение. Однако реальная Вселенная содержит и вещество, и красное смещение в спектрах объектов! 1922, 1924 годы: Александр Александрович Фридман публикует две статьи, в которых он показывает, что уравнения ОТО допускают решения, отвечающие однородному пространству, в котором все расстояния изменяются со временем. Фридман решил уравнения в общем виде, то есть с ρ > 0 и Λ-членом, однако вывод о существовании таких решений справедлив и для Λ = 0. Как написал Эйнштейн в 1923 году в заметке, посвященной результатам Фридмана, «оказывается, что уравнения поля допускают, наряду со статическими, также и динамические (т. е. переменные относительно времени) центрально-симметричные решения для структуры пространства». (Появление заметки связано с тем, что сначала Эйнштейн публично не согласился с этими результатами, а затем, убедившись в своей ошибке, так же публично признал их справедливость. Очень редкий случай в истории науки!) Упоминавшиеся ранее модели Эйнштейна и де Ситтера оказались лишь частными случаями решений Фридмана.

Смысл найденного Фридманом решения состоял в том, что наша Вселенная просто не может быть статической – она должна либо расширяться, либо сжиматься. (Как показали позднейшие исследования, статическая Вселенная Эйнштейна, в которой гравитация точно уравновешивается создаваемым Λ-членом «антитяготением», неустойчива – малейшее отклонение от этого равновесия приведет к тому, что Вселенная начнет сжиматься под действием гравитации или расширяться под влиянием Λ-члена.) В каком конкретно состоянии находится Вселенная, должны были показать наблюдения: «Данные, которыми мы располагаем, совершенно недостаточны для каких-либо численных подсчетов и для решения вопроса о том, каким миром является наша Вселенная…». По воспоминаниям Д. Д. Иваненко, в 1924 году Фридман обсуждал измеренные Слайфером большие лучевые скорости спиральных туманностей на семинаре в Петроградском университете. Он полагал, что эти наблюдения могут быть прямым наблюдательным свидетельством в пользу теории расширяющейся Вселенной, однако исследовать этот вопрос он просто не успел.

Α. Α. Фридман не был астрономом или космологом. Чаще всего его называют математиком, геофизиком или метеорологом, поскольку он получил важные результаты во всех этих науках. В 1910 году он закончил математическое отделение физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета и был оставлен в университете «для подготовления к профессорскому званию». Во время Первой мировой он, как и Хаббл, добровольцем поступил в армию, служил в авиационных частях, заведовал Центральной аэронавигационной и аэрологической службой фронта в Киеве. После войны Фридман сначала оказался в Москве, а в 1918 году стал профессором кафедры механики Пермского университета. В 1920 году он, наконец, возвращается в Петроград, начинает преподавать в ряде учебных заведений, включая университет и Политехнический институт. В 1925 году он стал директором Главной геофизической обсерватории. Летом 1925 года А. А. Фридман и П. Ф. Федосеенко с научными целями поднялись на аэростате на высоту 7400 м, поставив тем самым рекорд России.

Даже этот очень неполный и краткий набросок основных этапов жизни и деятельности А. А. Фридмана наглядно иллюстрирует его удивительную разносторонность и активность. Как ученый и как организатор науки А. А. Фридман мог бы сделать еще очень многое, однако 16 сентября 1925 он безвременно (ему было всего 37 лет!) скончался от брюшного тифа.

Почти вся жизнь А. А. Фридмана уместилась в записанных сплошным текстом строчках стихотворения Леонида Мартынова:

« Фридман? До сих пор он житель лишь немногих книжных полок – математики любитель, молодой метеоролог и военный авиатор на германском фронте где-то, а поздней организатор Пермского университета на заре советской власти… Член Осоавиахима. Тиф схватив в Крыму, к несчастью, не вернулся он из Крыма. Умер, и о нем забыли. Только через четверть века вспомнили про человека, вроде как бы оценили! Молод, дерзновенья полон, мыслил он не безыдейно. Факт, что кое в чем пошел он дальше самого Эйнштейна: чуя форм непостоянство в этом мире-урагане, видел в кривизне пространства он галактик разбеганье. »

1923 год: Немецкий математик Генрих Вейль отметил, что, если в модель пустой Вселенной де Ситтера добавить немного вещества, то взаимным тяготением объектов можно пренебречь, а «отталкивающее» влияние Λ-члена должно привести к разлету объектов. Для малых взаимных расстояний скорость разлета оказалась пропорциональной расстоянию между объектами. К аналогичному выводу в этом же году пришел и знаменитый английский физик и астроном Артур Эддингтон.

1924 год: Карл Вирц публикует статью под названием «Де Ситтеровская космология и радиальные движения спиральных туманностей», в которой он впервые попытался найти зависимость между красным смещением ( z ) и расстоянием по данным о 42 туманностях. Расстояний до туманностей у него не было и тогда, предположив, что все они имеют одинаковый линейный размер, Вирц в качестве характеристики расстояния использовал логарифм углового диаметра. Оказалось, что, действительно, чем меньше угловой размер, тем, в среднем, больше радиальная скорость туманности. Зависимость оказалась не слишком отчетливой (коэффициент линейной корреляции был равен -0.455), однако вполне достаточной, чтобы предположить существование реальной связи между z и расстоянием.

В этом и в следующем годах подобными работами с переменным успехом занимались и другие исследователи (например, Людвиг Зильберштейн, Кнут Лундмарк, Густав Стремберг). Результаты были неуверенными, искомая зависимость оставалась миражом: «нанося лучевые скорости против относительных расстояний, мы находим, что между двумя величинами может быть связь, хотя и не очень определенная» (К. Лундмарк, 1924). Причинами такого положения являлись, во-первых, отсутствие надежных оценок расстояний до туманностей и, во-вторых, слишком маленький диапазон доступных лучевых скоростей и расстояний (к этому времени Весто Слайфер уже почти исчерпал возможности своего 24-дюймового рефрактора). Ключ к решению этих проблем был в руках у Эдвина Хаббла, который через несколько лет подключится к поиску наблюдательной зависимости между красным смещением и расстоянием.

1925 год: Жорж Леметр (рис. 18) бельгийский католический священник, астроном и математик, публикует свою первую работу по космологии. Леметр проанализировал модель, описывающую мир де Ситтера в системе отсчета, связанной с внесенными в этот мир пробными частицами. В частности, развивая соображения, высказанные ранее Эддингтоном, он дал математическое описание присущей модели де Ситтера внутренней нестатичности.

1927 год: Жорж Леметр заново открывает нестационарные решения уравнений ОТО. Чисто математически работы Леметра и Фридмана очень похожи (за исключением того, что Леметр в своих уравнениях учел вклад давления излучения). Однако в вопросе о связи модели с реальностью Леметр, сделал следующий важный шаг. Во-первых, он впервые в явном виде выписал ожидаемую в модели расширяющейся Вселенной связь между скоростью и расстоянием: ν ∝ r . Во-вторых, он проанализировал доступные данные о скоростях и расстояниях галактик (работами Хаббла было уже доказано, что «спиральные туманности» – это «внегалактические туманности» или просто «галактики») и заключил, что между ними, действительно, есть связь. Леметр даже смог оценить значение коэффициента пропорциональности H0 зависимости ν = H0×r : H0 = 625 км/с/Мпк. (Коэффициент H0 позднее стали называть «постоянная Хаббла», а саму эту зависимость – «закон Хаббла».) В статье Леметра было впервые публично заявлено, что «скорости удаления внегалактических туманностей представляют собой космический эффект расширения вселенной».

Знал ли Леметр о работах А. А. Фридмана? В своих письмах и воспоминаниях он неоднократно писал, что не знал. Впервые о вкладе Фридмана он услышал от Эйнштейна в октябре 1927 года – через полгода после публикации своей статьи. Когда в 1931 году работа Леметра по инициативе Эддингтона была переведена на английский язык (в оригинале она была издана на французском), Леметр добавил в нее ссылку на статью Фридмана 1922 года, которой не было в исходном тексте 1927 года. (Этот нюанс иногда создает путаницу в вопросе об оригинальности работы Леметра.) Кроме того, при «переиздании» из работы Леметра выпала часть, в которой он сравнивает модель расширяющейся Вселенной с данными о лучевых скоростях галактик.

1928 год: Американский физик и математик Говард Робертсон предпринял вторую попытку оценить значение постоянной Хаббла, правда, не на основе концепции Фридмана-Леметра, а в рамках модели де Ситтера. Независимо от более ранних результатов Вейля, Эддингтона и Леметра, он пришел к выводу, что пробные частицы в модели де Ситтера будут разбегаться, причем при малых r будет приближенно выполняться закон ν ∝ r . Взяв красные смещения Слайфера и расстояния галактик по Хабблу, Робертсон нашел, что H0 = 461 км/с/Мпк.

В этом же году начинается программа наблюдений спектров галактик на обсерватории Маунт Вильсон. Для проверки модели де Ситтера Эдвин Хаббл составил список слабых и, вероятно, далеких галактик, у которых было бы желательно получить спектры и измерить лучевые скорости. (О работах Фридмана и Леметра Хаббл в это время не знал, хотя, возможно, знал о результатах Робертсона.) Наблюдениями по этой программе занялся Милтон Хьюмасон, а сам Хаббл посвятил себя оценкам расстояний до галактик с измеренными к тому времени красными смещениями.

1929 год: 17 января в «Труды Национальной академии наук США» поступили две статьи. Первой была небольшая заметка Хьюмасона, в которой он сообщал о результатах измерения лучевой скорости галактики NGC 7619. Скорость галактики – 3779 км/с – оказалась вдвое больше, чем максимальная скорость, измеренная до этого Слайфером.

Во второй статье Хаббл приводит результаты оценки расстояний до 24 галактик, основанные в основном на предположении об одинаковой светимости ярчайших звезд в них. Сравнив эти расстояния со скоростями по данным Слайфера и отчасти Хьюмасона, Эдвин Хаббл приходит к выводу, что существует «…примерно линейная связь между скоростями и расстояниями туманностей, для которых ранее были опубликованы лучевые скорости…» (рис. 19). Наклон этой зависимости ( H0 ) составляет примерно 500 км/с/Мпк.

По сравнению с ранними результатами других наблюдателей – в первую очередь, Карла Вирца, которого иногда называют «европейским Хабблом без телескопа», и Кнута Лундмарка – данные Хаббла выглядят гораздо более убедительными. В первую очередь это объясняется тем, что Хаббл использовал не косвенные методы оценки расстояний, которые замывали наблюдательную корреляцию, а более прямые. Позднее, однако, оказалось, что шкала расстояний Хаббла была систематически заниженной, причем избежать этого в начале XX века было практически невозможно. Например, тогда использовалось неточная калибровка соотношения период – светимость для цефеид, а именно по этой зависимости определялась светимость ярчайших звезд в ближайших галактиках. Кроме того, на применявшихся Хабблом фотопластинках у относительно далеких галактик нельзя было отличить изображения ярчайших звезд от компактных эмиссионных туманностей. Во всех этих и других систематических ошибках шкалы расстояний постепенно разобрались (рис. 20) и в настоящее время считается, что значение постоянной Хаббла близко к 70 км/с/Мпк (рис. 21).

Можно ли считать, что работа Хаббла 1929 года ознаменовала собой открытие расширения Вселенной? Да, если смотреть в ретроспективе из нашего времени. Именно эта статья Хаббла, а также его последующая работа по уточнению наблюдательной зависимости ν – r , убедили большинство астрономов в реальности этого явления. Нет, если вернуться в 1929 год. Как видно из моего рассказа (конечно, неполного), расширение Вселенной было открыто в результате многолетней и целеустремленной работы многих исследователей – как наблюдателей, так и теоретиков. В области наблюдений основополагающими были работы Слайфера, измерившего красные смещения ближайших галактик, и Хаббла, научившегося оценивать их расстояния. Теоретическая возможность нестационарности нашей Вселенной была открыта Фридманом (поэтическую Вселенную Эдгара По считать серьезной космологической моделью все-таки сложно), Леметр подтвердил это открытие и впервые сравнил наблюдения с теорией. Отчасти курьезом выглядит то, что работы Фридмана и Леметра остались незамеченными, в то время как искусственная модель де Ситтера послужила стимулом для наблюдательных работ по поиску связи ν и r . Окончательный синтез теории и наблюдений сложился в начале 30-х годов, причем очень большой вклад в пропаганду новой картины Вселенной внес Артур Эддингтон.