Глава 3. Большое сжатие

В темную безлунную осеннюю ночь, находясь в Северном полушарии, посмотрите вверх и найдите на небе созвездие Кассиопея в виде буквы W. Вглядитесь в пространство под ним, и, если небо будет достаточно темным, вы увидите тусклое размытое пятно, ширина которого примерно соответствует диаметру полной луны. Это галактика Андромеды, огромный спиральный диск с триллионом звезд и сверхмассивной черной дырой в центре, который несется нам навстречу со скоростью 110 километров в секунду.

Примерно через четыре миллиарда лет галактика Андромеды и наша галактика Млечный Путь столкнутся, устроив потрясающее световое шоу. Звезды будут сходить со своих орбит, образуя звездные потоки, простирающиеся сквозь космос изящными дугами. Внезапное столкновение галактического водорода приведет к рождению новых звезд. Газ воспламенится вокруг спящих в центре галактик сверхмассивных черных дыр, которые начнут постепенно сближаться друг с другом, пока не сольются воедино. Струи интенсивного излучения и частиц высоких энергий будут пронзать хаотический клубок газа и звезд, а в центральной области новой галактики «Млечномеда» образуется испускающий рентгеновское излучение водоворот обреченной материи, падающей в новую, еще более массивную черную дыру.

Даже в самый разгар этой галактической катастрофы лобовые столкновения между звездами маловероятны из-за огромных расстояний между ними. Солнечная система в целом, скорее всего, выживет. Чего нельзя сказать о Земле. К тому моменту Солнце уже перейдет в стадию красного гиганта, в результате чего температура Земли увеличится настолько, что океаны полностью испарятся, и жизнь на ее поверхности станет невозможной. Однако, если человечеству удастся найти пристанище в другой части Солнечной системы, то на протяжении нескольких миллиардов лет люди смогут любоваться впечатляющим зрелищем, наблюдая за процессом объединения двух огромных спиральных галактик. Когда струи частиц иссякнут и отбушуют взрывы сверхновых, получившаяся в результате объединения галактик масса будет представлять собой гигантское эллипсоидное скопление старых и умирающих звезд.

Каким бы катастрофическим ни казалось слияние галактик его непосредственным участникам, оно представляет собой вполне обычное космическое явление и довольно завораживающее, если наблюдать его с огромного расстояния. Большие галактики разрывают на части и поглощают более мелкие; соседние звездные системы сливаются друг с другом. Существуют свидетельства того, что наш Млечный Путь поглотил десятки своих более мелких соседей, – мы до сих пор можем видеть гигантские звездные хвосты, закручивающиеся вокруг диска нашей галактики, словно обломки, оставшиеся после межзвездной автомобильной катастрофы.

Однако в масштабе Вселенной подобные столкновения становятся все более редким явлением. Вселенная расширяется, – пространство, то есть расстояние между объектами, а не сами объекты, увеличивается. Это означает, что отдельные галактики и группы галактик в среднем все сильнее удаляются друг от друга. Внутри самой группы и скопления слияния по-прежнему могут иметь место. В непосредственной близости от нас находятся звездные системы, объединенные в группу с невыразительным названием «Местная группа галактик», представляющую собой разношерстную компанию небольших и неправильных галактик, на фоне которых выделяются две гигантские спирали, и всем им рано или поздно суждено слиться воедино. Однако объекты, находящиеся на больших расстояниях, порядка нескольких десятков миллионов световых лет, судя по всему, удаляются от нас.

В долгосрочной перспективе главный вопрос следующий: будет ли это расширение продолжаться бесконечно или оно когда-то закончится и обратится вспять? Откуда мы вообще знаем, что расширение имеет место?

Когда вы находитесь во Вселенной, которая расширяется равномерно во всех направлениях, вы наблюдаете не расширение как таковое, а скорее удаление всех объектов от вас. С Земли видно, как далекие галактики разбегаются от нас, будто мы их каким-то образом отталкиваем. Однако если бы мы внезапно оказались в галактике за миллиард световых лет отсюда, мы и там увидели бы, как Млечный Путь и все остальные объекты, находящиеся за пределами некоторой области, удаляются от нас. Этот феномен является несколько контринтуитивным следствием равномерного и повсеместного расширения пространства.

Таким образом, каждая точка во Вселенной – это центр мощного равномерного отталкивания. Технически Вселенная не имеет центра. Однако каждый из нас является центром собственной наблюдаемой Вселенной. И с нашей точки зрения, все галактики, находящиеся за пределами нашей группы, удаляются от нас с максимально возможной скоростью. Но дело не в нас; дело в космологии.

Обнаружить космическое расширение было не так легко, как может показаться. Несмотря на то что галактики начали наблюдать в телескопы уже в 1700-х годах, из-за их огромной удаленности и чудовищно медленного (по человеческим меркам) движения людям потребовалось более двух веков для того, чтобы выяснить, как они движутся относительно нас и являются ли они вообще галактиками. Даже самые мощные современные телескопы не позволяют наблюдать их движение напрямую – галактики не кажутся удаляющимися от нас, когда мы на них смотрим. Однако мы можем обнаружить это, проанализировав такое, на первый взгляд, не имеющее отношения к делу свойство галактик, как цвет их свечения.

Если вы когда-либо замечали, как меняется звук проезжающей мимо гоночной машины или обращали внимание на изменение тона сирены при ее приближении и удалении, то вы уже знакомы с эффектом Доплера. Доплеровское смещение – это явление, при котором звук становится более высоким по мере приближения издающего его объекта и более низким по мере его удаления. Это связано с изменением частоты воспринимаемого звука вследствие сокращения и увеличения длины звуковой волны. В конце концов, частота зависит от скорости, с которой волны достигают вас. В случае со звуком это волны давления, и более высокая частота характеризуется более высоким звуком.

Оказывается, нечто подобное происходит и со светом. Свету быстро приближающегося к нам источника свойственна более высокая частота, а быстро удаляющегося – более низкая. В случае со световой волной частота определяет цвет, поэтому такой сдвиг воспринимается как изменение цвета. Электромагнитный спектр простирается далеко за пределы видимого, но что касается света, доплеровский сдвиг в сторону более высоких частот называется синим смещением, а сдвиг в сторону более низких частот – красным смещением. При сильном синем смещении видимый свет может восприниматься как гамма-излучение, а при сильном красном смещении – как радиосигнал. Этот феномен является одним из наиболее важных и универсальных инструментов в астрономии, поскольку позволяет нам по одному лишь цвету звезды или галактики определить, приближается она к нам или удаляется.

Разумеется, на практике все немного сложнее. Некоторым звездам и галактикам просто свойствен красноватый цвет. Как же в таком случае понять, является ли какой-то объект красным на самом деле или просто кажется таковым, поскольку удаляется от нас? Ключ в том, что свет представляет собой не одиночную волну с определенными характеристиками, а поток волн разных частот – спектр. Набор спектральных линий в спектре звезды обусловлен светом, поглощаемым или испускаемым различными химическими элементами в составе ее атмосферы. При разложении света с помощью призмы мы видим спектр цветов разной интенсивности, при этом темные линии или промежутки появляются на тех частотах, которые соответствуют свету, поглощенному атомами, содержащимися в атмосфере звезды, из-за чего этому свету так и не удалось достичь нас. В результате мы имеем своеобразный, уникальный для каждого элемента штрихкод из набора линий, который астрономы могут легко распознать. Например, при разложении проходящего сквозь облако водорода света по длинам волн мы увидим характерный гребнеобразный рисунок темных линий. В ходе лабораторных испытаний мы можем выяснить, где именно должны находиться эти линии и каким должен быть их рисунок для того или иного элемента. Если звезда имеет в своем спектре узнаваемую последовательность линий, но располагается она на «неправильных» частотах, это говорит о смещении спектра звезды вследствие ее движения. Если все линии одинаково смещены в сторону более низких частот, то мы имеем дело с красным смещением, которое свидетельствует об удалении звезды. Если каждая линия сдвинута в сторону более высоких частот, речь идет о синем смещении, говорящем о том, что звезда приближается. При этом степень смещения линий позволяет определить скорость движения звезды.

Астрономы достигли больших успехов в проведении подобных измерений. В настоящее время красное и синее смещение представляет собой одну из самых легко измеряемых характеристик любого источника света во Вселенной, при условии, что спектр снят и в нем присутствуют узнаваемые наборы линий. Благодаря этому мы можем понять, как звезды в нашей галактике движутся относительно нас, а также обнаружить небольшое колебание звезды, вызванное вращающейся вокруг нее планетой.

В случае с далекими галактиками красное смещение позволяет нам выяснить не только то, приближаются они к нам или удаляются, и с какой скоростью, но и определить расстояние до них. Каким образом? Дело в том, что вследствие расширения Вселенной пространство между нами и далекой галактикой увеличивается, поэтому, как бы она ни двигалась относительно нас, в целом она будет удаляться. И скорость ее удаления зависит от того, насколько далеко она находится сейчас.

В 1929 году в ходе изучения красного смещения галактик астроном Эдвин Хаббл заметил поразительную закономерность. Более далеким галактикам в среднем свойственны более высокие показатели красного смещения. Эта закономерность позволила нам подтвердить гипотезу о расширении космоса и получить представление об этапах его эволюции. Обнаруженная Хабблом взаимосвязь между показателем красного смещения и скоростью говорит о том, что чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется.

Представьте, что вы берете в руки игрушку-пружинку «слинки» и растягиваете ее. (Просто растягиваете. Это для науки.) По мере разведения рук в стороны каждый виток пружинки удаляется от соседнего лишь на ширину пальца, при этом два витка на противоположных ее концах удаляются друг от друга более чем на метр. Если пространство расширяется равномерно во всех направлениях, подобные закономерности должны действовать и в космосе, что и обнаружил Хаббл в ходе своих наблюдений. Математически это выражается в виде простого правила: кажущаяся скорость удаления галактики прямо пропорциональна расстоянию до нее. Из этого следует, во-первых, что более отдаленные объекты удаляются от нас быстрее. Во-вторых, существует некоторое число, на которое можно умножить расстояние до любой галактики, чтобы выяснить ее скорость. Несмотря на то что именно Хаббл в итоге доказал существование этой закономерности и вычислил приблизительное значение данного коэффициента, сама закономерность была описана теоретически на несколько лет раньше бельгийским астрономом и священником Жоржем Леметром. Поэтому данное отношение стало называться законом Хаббла – Леметра.

А коэффициент пропорциональности (число, на которое мы умножаем расстояние) – постоянной Хаббла.

Самой важной для нас в данном случае является связь между красным смещением и расстоянием. Она означает, что на основании измерения красного смещения далекой галактики мы можем точно определить расстояние до нее. (С некоторыми техническими оговорками.)

Однако красное смещение также связано с космическим временем. Расширение Вселенной многое в астрономии делает весьма странным, и одна из таких вещей заключается в использовании цвета, записанного в виде числа, для обозначения скорости, расстояния и «возраста, в котором находилась Вселенная в то время, когда данный объект испустил свет». Физика – безумная наука.

Вот как это работает. Если мы измерим красное смещение галактики, мы будем точно знать, насколько быстро она удаляется от нас, а с помощью закона Хаббла-Леметра мы можем выяснить расстояние до нее. Однако поскольку свету требуется время, чтобы добраться до нас, и нам известна его скорость, знание расстояния также говорит нам о том, как долго свет был в пути. Это означает, что измерение красного смещения галактики позволяет понять, как давно свет ее покинул. А поскольку нам известен текущий возраст Вселенной, мы можем выяснить, сколько лет ей было в тот момент, когда данная галактика испустила свет, который мы видим.

Принимая все это во внимание, астрономы могут использовать красное смещение для обозначения более ранних эпох Вселенной. «Высокое значение красного смещения» говорит о давнем времени, когда Вселенная была очень молодой; «низкое значение красного смещения» соответствует более позднему периоду. Нулевое красное смещение характерно для локального участка современной Вселенной; красное смещение, равное 1 – для периода, имевшего место семь миллиардов лет назад. Красное смещение, равное 6, соответствует Вселенной в возрасте около одного миллиарда лет, а в самом ее начале, если бы мы могли это увидеть, красное смещение было бы равно бесконечности.

Итак, галактика с большим красным смещением – это далекий объект, который существовал на заре Вселенной, а галактика с маленьким красным смещением – это сравнительно близкий объект, существующий в «современном» космосе.

Взаимосвязь между расстоянием, возрастом и красным смещением имеет в космологии огромное значение. Однако она опирается на тот факт, что скорость удаления всегда и предсказуемым образом увеличивается с расстоянием. Но что если процесс расширения внезапно замедлится? Что если он остановится и обратится вспять? В этом случае наши правила измерения расстояний перестанут работать, что расстроит очень многих астрономов. Другим, почти столь же важным последствием, – в зависимости от того, кого вы спросите, – будет гарантированная гибель Вселенной и всего, что в ней находится.