Когда Эйнштейн конструировал свою общую теорию относительности, лучшие астрономы мира придерживались единогласного мнения о том, что картина звездной вселенной Каптейна или ее ревизия, произведенная Карлом Шварцшильдом, более или менее удовлетворительна. Используя статистические методы, особенно после того как они были расширены и приведены в единую систему Оортом, астрономы начали приобретать «вселенскую ментальность» ровно в тот момент, когда общая теория относительности достигла своей космологической фазы. Данные, полученные с помощью новых американских телескопов, неожиданно превратили отвлеченные математические выкладки в нечто большее, чем просто академические упражнения. Мы уже видели, как в 1918 г. Шепли настойчиво отстаивал идею о том, что Галактика обладает гораздо бо́льшим диаметром, чем ей приписывали ранее, относя это в том числе к удаленности Солнца от ее центра. Начались попытки определения расстояний до спиральных туманностей, но что можно было сказать об их движении?

Красное доплеровское смещение в спектрах звезд обнаружил Г. К. Фогель уже в 1888 г., а Уильям Хёггинс попытался измерить радиальное движение «туманностей» спектроскопическими методами еще в 1874 г., но его оборудование не обладало достаточной точностью для решения этой задачи. Первый ощутимый успех пришел в 1890–1891 гг., когда Джеймс Эдуард Килер измерил лучевые скорости десяти планетарных туманностей. Килер, будучи урожденным американцем, прошел обучение в Германии, после чего, сменив несколько должностей в Соединенных Штатах, добился больших успехов в Ликской обсерватории благодаря увеличению чувствительности фотопластинок и применению прекрасных вогнутых дифракционных решеток, изготовленных великим мастером по производству подобного оборудования Генри Роуландом из Балтимора. До своей скоропостижной кончины в 1900 г. Килер успел сделать еще несколько аналогичных измерений. После смерти Килера его мантию передали Уильяму Уоллесу Кэмпбеллу, поскольку последний был не только директором обсерватории, но и ведущим специалистом в области спектроскопических наблюдений. Уже в 1893 г. состоятельный член правления обсерватории Дариус О. Миллс выделил фонды на спектрографические исследования по программе, разработанной Уоллесом Кэмпбеллом, предполагавшей использование большого 36-дюймового рефрактора Ликской обсерватории. (Кэмпбелл был на короткой ноге с такими миллионерами, как, например, Фиби Апперсон Херст, подарившая ему впоследствии автомобиль для обсерваторских нужд.) Он производил важные измерения лучевых скоростей не только в Соединенных Штатах, но и в Чили, где основал южную станцию. После того как ему исполнилось шестьдесят лет (Кэмпбелл родился в 1862 г. в Огайо), астрономическая работа частично отошла на второй план, поскольку его избрали президентом первого университета Калифорнии, а затем президентом Национальной академии наук. И все же наиболее известная работа Кэмпбелла была посвящена лучевым скоростям звезд. Он начал свою карьеру в Ликской обсерватории в 1896 г., где официально учредил программу каталогизации данных, которые могли бы служить средством определения траектории движения Солнца среди звезд. Результатом этой работы стал массив данных, состоящий из более чем 25 000 спектрограмм, полученных в течение 30 лет для более чем 2770 звезд. Кроме того, специально выделили время для измерения лучевых скоростей 101‐й «газовой туманности», использованных для изучения движения того, что впоследствии оказалось «нашей» Галактикой.

Весто Мелвин Слайфер, сотрудник Лоуэлловской обсерватории (Флагстафф, штат Аризона), был первым, кто измерил лучевую скорость одной из спиральных туманностей (1912). Он закончил Индианский университет и с 1903 г. работал в Лоуэлловской обсерватории. Он использовал небольшие телескопы и довольно слабые спектрографы, но обладал превосходными спектрографическими навыками, приобретенными в ходе многолетних измерений периодов вращения планет с помощью этого метода. (Именно он впервые обнаружил полосы в спектрах спутников Юпитера; это стало для него настоящей проверкой на прочность.) Он обнаружил, что объект М31, большая «туманность» в созвездии Андромеда, приближается к Солнцу со скоростью 300 километров в секунду; эта скорость оказалась самой высокой из всех известных на тот момент. К 1914 г. у Слайфера было уже тринадцать измеренных скоростей (или спектральных смещений, если исходить из стремления не упускать из виду другую интерпретацию и считать, что они вызваны эффектом де Ситтера). К 1923 г. он составил список скоростей 41 туманности (галактики), 36 из которых убегали от нас (спектральное смещение в красную сторону). Одна из них удалялась с невероятной скоростью – 1800 километров в секунду; а какое-то время спустя он обнаружил еще более высокие скорости. Для тех немногих, кто понимал механику этого вопроса, обнаружение столь аномальных значений скоростей было довольно ясным свидетельством того, что рассматриваемые туманности находятся далеко за пределами гравитационного влияния нашего Млечного Пути.

Когда Эддингтон формулировал свой вопрос о том, является ли разбегание туманностей «систематическим», он, похоже, имел в виду эффект, складывающийся из двух явлений: эффекта де Ситтера и рассеяния туманностей в упомянутом выше смысле. Затем эту идею подхватил Хаббл. Были и такие астрономы, которые надеялись вывести из результатов, полученных Слайфером, скорость Солнца. К таковым относились Карл Вирц и Кнут Лундмарк, однако вскоре они убедились в том, что имеют дело с гораздо более загадочным явлением. Вообще говоря, уже в 1925 г. Лундмарк использовал данные, полученные для сорока пяти туманностей, чтобы записать закон, связывающий скорость с расстоянием. Однако этот закон был получен в результате тщательной работы, проведенной Эдвином Хабблом, и анонсирован им в 1929 г. Это окончательно убедило бо́льшую часть астрономического сообщества в том, что Вселенная действительно неуклонно расширяется. Даже эта классическая работа Хаббла, любопытно отметить, была в значительной степени посвящена разбору движения Солнца.

Как уже упоминалось в главе 16, Хаббл использовал открытие Генриетты Ливитт, согласно которому интенсивность излучения ярких переменных звезд класса цефеид согласуется с периодом изменения блеска; чем медленнее происходят эти изменения, тем выше истинная яркость. Период колебания блеска звезды дает нам светимость; сопоставление ее с видимым блеском позволяет рассчитать расстояние до звезды (формальный вид этой зависимости приведен на с. 756). В качестве другого критерия для определения расстояния Хаббл использовал предположение, что наиболее яркие звезды в галактиках обладают одной и той же светимостью. Кроме того, согласно его допущению, и большинство самих галактик обладает одинаковой интенсивностью излучения. Как мы уже видели, использовав 100-дюймовый телескоп обсерватории Маунт-Вилсон, он обнаружил цефеиды в М31 и в других так называемых «туманностях», показав в 1924 г., что они не являются частью нашей галактики – Млечного Пути. Это само по себе было довольно неожиданно и имело большое значение, но сообщение, сделанное им в 1929 г. (в котором упоминались все вышеуказанные критерии) о том, что расстояния до туманностей пропорциональны скоростям их удаления, стало еще бо́льшим сюрпризом для тех, кто не следил за дискуссиями по вопросам релятивистской космологии; а для тех, кто следил, – бесценным подарком. В качестве приблизительного значения коэффициента пропорциональности Хаббл приводил величину 500 километров в секунду на один мегапарсек. Он использовал этот параметр для оценки расстояний до очень далеких туманностей по относительно легко измеряемым лучевым скоростям.

Здесь уместно будет сказать несколько слов о том, что упомянутая выше тенденция к удалению от Солнца, очевидным образом присущая спиральным туманностям, отнюдь не означает, будто Солнцу был возвращен статус центра Вселенной. Если взять в качестве примера комок теста, начиненного изюмом, то по мере того, как тесто будет подниматься в духовке, какую бы изюмину мы ни взяли, расстояние от нее до всех других изюмин будет увеличиваться. Вряд ли стоит говорить о том, насколько важны открытия Хаббла для последующих исследований в этой области, хотя чуть позже мы все же затронем этот вопрос. Если включить в рассмотрение объекты, находящиеся на расстояниях, во много раз превышающих доступные Хабблу, то есть гораздо более удаленные во времени, то станет очевидно, что расширение, которое кажется линейным для близких объектов (когда скорость прямо пропорциональна расстоянию), меняется с течением времени и, на деле, является ускоренным. Кроме того, как мы знаем, полученные Хабблом значения расстояний содержали серьезную ошибку по крайней мере по двум причинам: во-первых, он не принимал во внимание разницу между двумя типами цефеид, а во-вторых, в то время ни сам он, ни кто-либо другой не могли знать, насколько важно учитывать роль поглощения света при использовании изобретенного им критерия «наиболее ярких звезд». (Чуть позже мы вернемся к указанной проблеме калибровки.) И все же эти ошибки не повлияли существенным образом на корректность полученной им простой линейной зависимости, поскольку их искажающее влияние находилось примерно в такой же зависимости от расстояния.

Закон расширения Вселенной, в котором скорость пропорциональна расстоянию, стал ассоциироваться с именем Хаббла, чему в немалой степени способствовала его крайне обстоятельная наблюдательная работа. Однако мы не можем обойти вниманием тот факт, что для его формулировки необходимо было знать как скорости, так и расстояния, и Хаббл в своей статье 1929 г. мог воспользоваться значениями скоростей, полученными Слайфером. Хотя к этому времени он уже сам производил дополнительные измерения в соответствии с собственной программой и вскоре, работая вместе с Милтоном Хьюмасоном на 100-дюймовом рефлекторе, существенно пополнил данные как по скоростям галактик, так и по расстояниям, причем с точностью, недоступной ни одному другому телескопу в мире. Роль, которую сыграл в этом предприятии Хьюмансон, сложно переоценить. Его карьера выстраивалась очень необычным образом: он был всего на два года моложе Хаббла и мог бы пойти по тому же пути. Будучи исключенным из школы в возрасте 14 лет (в столице округа Додж-Сентер, штат Миннесота), он получил возможность карьерного роста, устроившись в 1919 г. помощником астронома обсерватории Маунт-Вилсон; но ему пришлось проделать трудный путь, пробираясь сквозь иерархию различных мелких должностей, включая работу погонщика мула (при подъеме вьючных обозов к обсерватории в период ее основания) и сторожа обсерватории (в этом он был похож на Жана-Луи Понса из Марселя). Помогая Хабблу в его программе по сбору спектрографических данных, он проявил незаурядное практическое дарование, и именно ему принадлежит заслуга в получении большинства фотоснимков и измерении полученных фотопластинок. Даже в конце XX в. перечень скоростей 620 галактик, опубликованный им в 1956 г., составлял значительную долю измеренных на тот момент лучевых скоростей обычных галактик.

Большим телескопам сопутствует большая слава, и сегодня мы вспоминаем имя одного лишь Хаббла, однако на самом деле он являлся лишь частью сложного интеллектуального предприятия. Интерпретация смещения спектральных линий существенным образом зависела от используемых для этого базовых теоретических положений – была ли это общая теория относительности или что-то другое. Хаббл не слишком внимательно следил за последними теоретическими разработками в этой области, хотя за год до анонсирования своего открытия он обсуждал модель де Ситтера ни с кем иным, как с ее создателем. После этого он пришел к заключению, что обнаруженная им простая пропорциональность могла быть проявлением эффекта де Ситтера, и, более того, она могла являться всего лишь первым приближением к «наблюдаемому» ускоренному расширению, о котором говорил де Ситтер. В последующей переписке с де Ситтером Хаббл обмолвился: несмотря на то что в его работе речь идет о «наблюдаемых» скоростях, он оставляет окончательное решение этого вопроса за «вами и теми очень немногими специалистами, которые достаточно компетентны для обсуждения проблем подобного рода». Позже, высказываясь о насущной необходимости получения достоверных расстояний, он писал: «Этот факт, наряду с вполне естественной инерцией перед лицом революционных идей, сформулированных на мало знакомом языке общей теории относительности, отнюдь не способствовал немедленному продолжению исследований». Между тем дела обстояли таким образом, что в статье Говарда Робертсона, опубликованной в 1928 г., можно обнаружить хорошо аргументированное утверждение о существовании линейной зависимости между принятыми значениями скоростей и расстояниями до внегалактических туманностей. А Жорж Леметр высказывал эту идею и того раньше. Таким образом, можно сказать, что «закон Хаббла» (его типовое современное название) обладает некоторой особенностью – он назван именем не того, кто его впервые предложил, а того, кто его подтвердил.