Куда течет река времени - Новиков Игорь Дмитриевич Страница 30

Она будет одной и той же…

Т. Элиот

Но проблема начала времени во всей своей остроте вновь встала перед наукой XX века.

Это произошло после открытия факта расширения Вселенной. Об этом открытии подробно говорится в книге «Человек, открывший взрыв Вселенной», написанной А. Шаровым и мной в 1989 году. Здесь мы наметим только важнейшие вехи на пути этого открытия.

Все началось еще в конце XIX века. Богатый американец П. Ловелл построил в Аризонской пустыне частную обсерваторию. Решился он на это потому, что был увлечен наблюдениями итальянского астронома Дж. Скиапарелли за таинственными линиями на Марсе, которые тот считал каналами — искусственными сооружениями. Интересовала П. Ловелла также проблема происхождения Солнечной системы. Он был уверен, что некоторые туманности, наблюдавшиеся на небе, являются планетными системами в процессе зарождения. К ним он относил и туманность в созвездии Андромеды. Теперь-то мы знаем, что туманность Андромеды, которая имеет вид спирали, закручивающейся к центру, является одной из ближайших к нам звездных систем, подобных нашему Млечному Пути. Но во времена П. Ловелла ничего не было известно об огромных расстояниях, отделяющих туманности от нас.

П. Ловелл предложил молодому астроному В. Слайферу, незадолго до того пришедшему работать к нему в обсерваторию, заняться спектральными исследованиями туманности Андромеды. Это была трудная задача. Яркость туманности мала — она едва видна невооруженным глазом. Чувствительность фотопластинок, на которых запечатлевался спектр, была тогда невелика, да и телескоп был с современной точки зрения более чем скромным. Это был рефрактор (линзовый телескоп) с диаметром объектива 60 сантиметров. Вспомним, что наш крупнейший в мире телескоп на Северном Кавказе имеет диаметр 6 метров и собирает света в сто раз больше.

В ночь на 17 сентября 1912 года В. Слайфер после семичасовой экспозиции получил спектр туманности Андромеды, по которому впервые измерил ее скорость движения, используя эффект Доплера. Астроном не поверил сам себе. Скорость оказалась огромной — туманность приближалась к нам на 300 километров каждую секунду. Он получил еще несколько фотографий спектров, подтвердивших результат, и только после этого опубликовал статью. Скорость туманности Андромеды раз в десять превышала обычную скорость звезд. В. Слайфер понял, что натолкнулся на нечто удивительное. Он писал в своей статье: «Расширение работы на другие объекты может дать результат фундаментальной важности».

И В. Слайфер приступил к выполнению намеченной программы.

Это была работа исключительной сложности. Другие туманности столь слабы, что для получения их спектров требовались экспозиции в десятки часов. В. Слайфер повторял фотографирование из ночи в ночь. Через пару лет он измерил скорости 15 туманностей и продолжал накапливать наблюдательный материал. Скорости получались огромными. Почти все туманности, за исключением туманности Андромеды и еще нескольких, видных примерно в том же секторе неба, удалялись от нас. Причем наибольшая скорость удаления составляла 1100 километров в секунду.

В 1917 году В. Слайфер на заседании Американского философского общества подвел итог своего кропотливого труда. Он заключил, что, во-первых, туманности не являются зародышами планетных систем. Во-вторых, измерив к этому времени скорости 25 туманностей, пришел к главному выводу, что «Средняя скорость с учетом знака положительна; она указывает, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с. Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, но их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют склонность к образованию скоплений».

Так осторожно и с оговорками было впервые высказано подозрение о расширении мира туманностей. Тогда еще не было твердой уверенности, что туманности — это звездные системы — галактики, подобные нашей Галактике — Млечному Пути.

Прошло еще несколько лет, и другой американский астрофизик Э. Хаббл доказал, что туманности состоят из звезд, и измерил расстояния до них. Оказалось, что эти расстояния огромны, а туманности — это огромные звездные галактики.

Следующее величайшее открытие, которое сделал Э. Хаббл, — это закон, по которому разлетаются галактики. Сопоставляя скорости их разбегания с их расстоянием от нас, Э. Хаббл нашел в 1929 году, что они — эти скорости удаления — прямо пропорциональны расстоянию. Это и был великий закон, носящий его имя. Конечно, галактики удаляются не только от нас, от нашей Галактики, но и друг от друга — происходит всеобщее расширение Вселенной.

Открытию Хаббла предшествовали теоретические работы, описывающие строение Вселенной на основе новых физических теорий.

К концу 20-х годов космологические модели, основанные на общей теории относительности, были полностью разработаны. Однако они оставались либо вовсе неизвестны астрономам, либо не вызывали у них сколь-нибудь заметного интереса. Вероятно, было несколько причин такого странного положения, когда теоретическое предсказание важнейшего явления природы долго не вызывало интереса тех, кто мог проверить предсказание.

Первая причина, по-видимому, состояла в том, что новые космологические модели строились на основе общей теории относительности, которая очень сложна как математически, так и, самое главное, новыми понятиями о пространстве, времени и сути гравитационного взаимодействия. В те времена не только астрономы-наблюдатели, но даже физики-теоретики не сразу усваивали новые идеи, не сразу понимали их и не стремились применять в конкретных исследованиях.

Итак, первая причина была в сложности теории и разобщенности теоретиков и наблюдателей. Вторая — психологическая. Она, вероятно, состояла в необычности выводов теории, утверждавшей, например, возможность замкнутости пространства или существование начала эволюции нашего мира в прошлом. Астрономам-практикам, с помощью новых телескопов проникавшим все дальше в глубины пространства, психологически было трудно поверить в реальность таких утверждений, в корне меняющих их общее представление о Вселенной.

В 1922–1924 годах советским математиком А. Фридманом были выведены и полностью решены космологические уравнения, следовавшие из теории Эйнштейна и описывавшие общее строение и эволюцию Вселенной в предположении однородности распределения материи в больших масштабах и равноценности всех направлений в пространстве.

Основной вывод из этих решений состоял в том, что в общем случае материя в больших масштабах во Вселенной не может находиться (в среднем) в покое — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Это заключение было получено А. Фридманом строго математическим путем. Суть его довольно проста, хотя интерпретация основных выводов А. Фридмана, приводимая ниже, была понята далеко не сразу.

Единственными силами, которые действуют в однородной Вселенной, являются силы тяготения. Поэтому если представить, что в какой-то момент огромные массы во Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. Галактики с этой точки зрения тоже можно рассматривать как «частички» такого вещества.

Конечно, Вселенная не обязательно должна сжиматься. Если вначале массам задать скорости удаления друг от друга, то она будет расширяться, а тяготение тормозить разлет. Будет ли разлет или сжатие — зависит от начальных условий, от процессов, которые определили начальные скорости масс.

Правда, А. Эйнштейн ввел в свои уравнения так называемый Λ-член, описывающий еще один вид сил — гипотетические силы гравитационного отталкивания вакуума. Эти силы должны быть слабы и проявляться только на больших космологических расстояниях. Он ввел эти силы специально для того, чтобы построить статическую модель Вселенной без расширения и сжатия. В этом решении силы тяготения вещества уравновешены силами отталкивания.

В уравнениях Фридмана Λ-член также учтен. Силы отталкивания, им описываемые, ослабляют силы тяготения вещества. Но, конечно, чтобы прийти к точному равновесию сил и к модели Эйнштейна, нужен специальный подбор начальных условий. Значит, модель Эйнштейна, предложенная в 1917 году, есть частный случай модели Фридмана.