Вид ясного ночного неба — одно из очень немногих зрелищ, на которые можно смотреть бесконечно. Имеется в виду не городское небо, на котором из-за мощной подсветки, кроме Луны и ярчайших звезд, ничего не видно. На небо надо смотреть вдали от городов, а еще лучше — в горах.

Созерцание темного небосвода, усыпанного мерцающими звездами, его величественное вращение — все это доставляет колоссальное эстетическое удовольствие. Во все времена вид звездного неба служил источником вдохновения для поэтов, писателей и художников.

Иногда авторы используют вид неба и его восприятие литературным героем в «корыстных» целях — чтобы лучше охарактеризовать состояние персонажа. Например, Манфред, герой поэмы Джорджа Байрона, разочаровавшись в жизни и в человечестве, смотрит на небо:

А вот как это сделал Александр Куприн:

Со словами Куприна перекликаются строчки Афанасия Фета:

Иногда поэты просто любуются звездным небом:

или

Древнеримский писатель и философ Сенека в I веке н. э. выразил свое восхищение красотой неба так: «Если бы на Земле было только одно место, откуда видно звездное небо, то к нему со всех концов стекались бы толпы людей, жаждущих увидеть это чудо». Почти через два тысячелетия Сенеке вторит другой философ — Иммануил Кант: «Мироздание с его неизмеримым величием, с его сияющими отовсюду бесконечными разнообразием и красотою приводит нас в безмолвное изумление», или, одно из его самых известных высказываний, — «Две вещи наполняют душу всегда новым и все более сильным удивлением и благоговением, чем чаще и продолжительнее мы размышляем о них, — это звездное небо надо мной и моральный закон во мне».

Изменилось бы что-нибудь в нашей жизни, если бы звездное небо не было бы видно с поверхности Земли? Вопрос звучит странно, поскольку большинство людей никак не связывают воспринимаемые чисто эстетически пятнышки на темном небе с чем-либо практическим и полезным. Пострадали бы, конечно, литература и поэзия, лишившись важного источника вдохновения, но были бы и гораздо более существенные последствия, заключающиеся в том, что, вполне вероятно, развитие науки и человеческой цивилизации в целом было бы сильно заторможено. Чуть утрируя, можно сказать, что без звезд на небе, возможно, сейчас не было бы ни телевидения, ни интернета, ни мобильных телефонов, а также многого другого, без чего невозможно представить современную жизнь. Все это, скорее всего, было бы создано, но позднее.

Очень важной особенностью небесных явлений, резко отличающей их от полной случайностей обыденной жизни человека, является их периодичность и предсказуемость. Наблюдения за этими явлениями — за движением Луны и ее фазами, перемещением Солнца, суточным вращением небесной сферы, систематическим изменением звездного узора в течение года — дали древнему человеку практическую возможность ориентации во времени и пространстве. Изучение небесных закономерностей позволило впервые сформулировать представление о существовании непреложных законов, управляющих окружающим миром. Развитие этих идей привело к возникновению науки в современном понимании. Хрестоматийным примером является открытие Исааком Ньютоном закона всемирного тяготения на основе астрономических данных о движении Луны. Величайшие математики прошлого — Эйлер, Лагранж, Лаплас, Гаусс, Пуанкаре — создавали новые математические методы и оттачивали уже существующие при решении чисто астрономических задач, связанных с описанием видимых перемещений небесных объектов. Именно это имел в виду Альберт Эйнштейн, когда писал, что «интеллектуальные орудия, без которых было бы невозможно развитие современной техники, пришли в основном от наблюдения звезд».

Вот как об этом же писал Анри Пуанкаре: «Сколько раз физики могли пасть духом от множества испытываемых неудач, если бы в них не поддерживал веры блестящий пример успеха астрономов! Этот успех показывал им, что природа подчинена законам… Мало того. Астрономия не только открыла нам существование законов; она научила нас, что эти законы непреложны, что идти против них невозможно. Сколько времени понадобилось бы нам для усвоения этой мысли, если бы мы знали только земной мир?»

Мир, в котором не видно звезд, описан братьями Стругацкими в романе «Обитаемый остров»: «Небо здесь было низкое и какое-то твердое, без этой легкомысленной прозрачности, намекающей на бездонность космоса и множественность обитаемых миров, — настоящая библейская твердь, гладкая и непроницаемая». Уникальные свойства атмосферы этой планеты — большое поглощение и сильная рефракция — привели ее обитателей к такой картине вселенной: «Обитаемый остров был Миром, единственным миром во вселенной. Под ногами аборигенов была твердая поверхность Сферы Мира. Над головами аборигенов имел место гигантский, но конечного объема газовый шар неизвестного пока состава и обладающий не вполне ясными пока физическими свойствами… Короче говоря, обитаемый остров существовал на внутренней поверхности огромного пузыря в бесконечной тверди, заполняющей остальную вселенную». Понятно, что наука на этой планете находилась на довольно низком уровне.

В 1941 году главный редактор журнала «Astounding Science Fiction» Джон Кэмпбелл показал Айзеку Азимову высказывание Ральфа Улдо Эмерсона: «Если бы звезды появлялись на небе лишь в одну ночь за тысячу лет, как бы истово веровали люди! На многие поколения сохранили бы они память о Граде Божьем…»

— Как ты думаешь, — спросил Кэмпбелл Азимова, — если бы и в самом деле люди видели звезды раз в тысячу лет, что бы происходило?

Азимов пожал плечами.

— Да они бы с ума сходили! — заявил Кэмпбелл. — Иди домой и пиши рассказ.

Через две недели Азимов принес рассказ «Приход ночи». Его действие происходит на планете, входящей в систему из шести звезд, и лишь раз в примерно две тысячи лет складываются условия, когда на несколько часов планета погружается во тьму — пять ее солнц находятся под горизонтом, а шестое затмевается спутником. Обитатели планеты, никогда не видевшие звезд — о них существуют лишь легенды — и никогда подолгу не бывавшие в темноте, с ужасом ждут прихода ночи. И она приходит… Цивилизация гибнет в огне пожарищ, зажженных обезумевшими от страха людьми. А затем начнется новый двухтысячелетний цикл развития, к исходу которого обитатели планеты только-только успеют открыть закон всемирного тяготения и осознать, что их ждет новый Апокалипсис, который снова откинет их цивилизацию в почти первобытное состояние. Рассказ Азимова, конечно, преувеличение, однако он очень рельефно подчеркивает значение созерцания и исследования ночного неба для формирования мировоззрения человека и развития науки.

А теперь, после описаний красот ночного неба и обсуждения его важности, я вынужден разочаровать читателя — речь в этой книге пойдет не о том, что мы видим на небе, а о том, что мы на нем не видим. Это звучит, конечно, странно, поскольку мы чаще задумываемся о том, что видим, чем о том, что не видим. В XIX веке известный французский физик и астроном Жак Бабине назвал кометы «видимым ничто». Основанием для такого заключения послужила очень низкая плотность вещества кометы по сравнению с ее колоссальными размерами и яркостью. Перефразируя высказывание Бабине, можно сказать, что фон неба — это «невидимое нечто». Это «нечто», и почему оно «невидимое», составляют основное содержание книги.

Представим себе простейший, интуитивно принимаемый почти всеми, вариант мироустройства — вечная бесконечная Вселенная, равномерно заполненная звездами[2]. Именно так представлял себе Вселенную, например, Джордано Бруно: «Это пространство мы называем бесконечным, потому что нет основания, расчета, возможности, смысла или природы, которые должны были бы его ограничить; в нем находится бесконечное множество миров, подобных нашему…», а задолго до него Эпикур: «Беспредельна Вселенная как по множеству тел, так и по обширности пустоты». А вот поэтический взгляд на бесконечную Вселенную:

Представление о бесконечности окружающего мира кажется очень естественным. Ведь, действительно,

В I веке до н. э. Лукреций сформулировал и другой аргумент в пользу бесконечности Вселенной:

Заменяем у Лукреция слово «давление» на «гравитация» и получаем описание гравитационной неустойчивости. Вот, к примеру, как об этом же писал Ньютон: «Мне представляется, что если бы вещество нашего Солнца и планет, да и все вещество Вселенной было бы равномерно рассеяно по всему небу, и каждая частица обладала бы внутренне присущим ей тяготением ко всем остальным, а все пространство, по которому было бы рассеяно это вещество, было бы конечным, то вне этого пространства вещество под действием своего тяготения стремилось бы ко всему веществу внутри него и, следовательно, падало бы к центру пространства и образовало бы там одну гигантскую сферическую массу».

Итак, пусть бесконечная стационарная Вселенная равномерно заполнена звездами, причем n — среднее число звезд в единице объема, a L — средняя светимость одной звезды, то есть полная энергия, излучаемая ею в единицу времени во всех направлениях. Рассмотрим звезду на расстоянии r от Земли. Освещенность, то есть поток энергии, приходящийся на единицу площади, от этой звезды на поверхности Земли равна

E (r) = L /4π r² (1)

Смысл этой формулы очень прост — излучаемая звездой энергия распределяется по поверхности сферы радиуса r, площадь которой равна 4πr² .

Рис. 1. Сферический слой, вырезанный в бесконечной Вселенной

Теперь рассмотрим окружающий Землю концентрический слой радиусом r и толщиной dr — см. рис. 1. Объем этого слоя равен 4πr²dr (это просто произведение площади сферы радиуса r на толщину слоя) и, следовательно, в нем находятся n · 4πr²dr звезд. В итоге получаем, что полная освещенность от звезд этого слоя

dE (r) = n · 4πr²dr · L/ 4πr² = nLdr (2)

Любопытный факт — мы обнаружили, что суммарная освещенность от звезд, расположенных в каком-либо сферическом слое, зависит только от толщины этого слоя (dr), и не зависит от расстояния до него. Причиной является то, что, по мере удаления слоя, уменьшение освещенности от составляющих его звезд в точности компенсируется ростом числа звезд в слое (формула (2)).

Таким образом, если мы разбили Вселенную на слои одинаковой толщины, то каждый такой слой дает одинаковый вклад в освещенность на Земле. Вселенная бесконечна, а, значит, и число таких слоев бесконечно. Отсюда простой вывод — освещенность, создаваемая всеми объектами бесконечной Вселенной, бесконечна. Результат обескураживающий. Бесконечная яркость ночного неба очевидным образом противоречит повседневному опыту. Парадокс?

Попробуем сделать нашу модельную Вселенную более реалистичной. Учтем, что звезды не являются математическими точками, а имеют хотя и очень малый, но конечный угловой размер. Например, угловой размер нашего Солнца с расстояния 1 парсек (примерно 3.3 светового года) равен 0,01'' (одна сотая угловой секунды) — величина, безусловно, очень маленькая, но не нулевая. Это означает, что ближайшие к нам звезды загораживают более далекие и экранируют их излучение. Для иллюстрации этого утверждения обычно используют сравнение заполненного звездами пространства с густым лесом. Находясь в глубине леса, вы со всех сторон окружены деревьями. Если лес небольшой, то между стволами деревьев будут видны просветы. Если же лес очень большой и густой, то стволы ближайших деревьев сплошной стеной прикроют от вас все, что находится вдали.

Следовательно, в бесконечной Вселенной любой луч зрения рано или поздно упрется в диск какой-нибудь звезды и поэтому ночное небо должно равномерно сверкать как диск типичной звезды. Это уже лучше, чем бесконечная яркость, однако совсем не похоже на реальное ночное небо. Действительно, предположим, что Солнце — обычная средняя звезда (это и в самом деле близко к действительности). Тогда небосвод, точнее, полусфера, доступная наблюдениям, должен сиять примерно в 100 000 раз ярче, чем Солнце. Столь мощное излучение сделало бы невозможным не только обсуждение яркости ночного неба, но и вообще исключило бы появление жизни на нашей планете.

Описанный парадокс был осознан уже несколько столетий назад. Он носит название фотометрического парадокса или парадокса Ольберса. Как будет ясно из дальнейшего, Ольберс был далеко не первым исследователем, обратившим внимание на эту загадку, но, к сожалению, очень часто законы, формулы и вообще любые открытия носят имена не своих первооткрывателей — вспомним, к примеру, открытие Америки. Английский физик Майкл Берри в шутку сформулировал принцип Арнольда (в честь знаменитого российского математика В. И. Арнольда): если какой-нибудь предмет или понятие имеет персональное имя, то это — не имя первооткрывателя.

В свою очередь, принцип Берри гласит, что принцип Арнольда применим и к самому себе[3].

Очевидно, что существование фотометрического парадокса означает, что с нашей модельной Вселенной что-то не в порядке и надо отказаться от одного из исходных предположений. Значит, Вселенная может быть ограниченной во времени и в пространстве, звезды могут быть распределены не равномерно, а каким-то специальным образом, Вселенная может быть не стационарной, а находиться в процессе расширения или сжатия. Все эти и другие соображения неоднократно высказывались при анализе фотометрического парадокса.

Именно об этом — о том, когда была осознана загадка ночного неба, и как на протяжении нескольких столетий пытались ее решать, — и пойдет речь в первой части этой книги. Фотометрический парадокс никогда не был модным направлением исследований и на протяжении многих лет находился, по сути, на периферии интересов астрономов и физиков. Тем более любопытно, что решать этот парадокс пытались многие известные ученые.

Коперниканская революция, которую зачастую считают своего рода эталоном научных революций, на самом деле свершилась очень буднично и прошла для современников почти незамеченной. По преданию считается, что в последний день своей жизни — 24 мая 1543 года — смертельно больной Николай Коперник успел прикоснуться к экземпляру своей только что отпечатанной книги. Эта книга — «О вращениях небесных сфер» — подытоживала результаты его жизни и знаменовала собой важнейший шаг в интеллектуальной жизни человечества. Однако умирающий Коперник уже вряд ли осознавал, что происходит вокруг него и что он держит в своих руках. По свидетельству современника Николай Коперник умер от «кровоизлияния и последовавшего за ним паралича правой стороны тела, задолго до этого впав в беспамятство и потеряв ясность ума».

Рис. 2. Николай Коперник (1473–1543)

Со школы мы знаем, что Коперник предложил гелиоцентрическую систему мира, то есть установил, что не Солнце движется вокруг Земли, а все планеты, включая Землю, обращаются вокруг находящегося в центре Солнца. По сути это правда, но не совсем точно. На самом деле гелиоцентрическая модель Солнечной системы вполне серьезно рассматривалась еще в Древней Греции. Например, по свидетельству Архимеда еще в III веке до н. э. Аристарх Самосский принимал, что «…неподвижные звезды и Солнце остаются неподвижными, а Земля движется вокруг Солнца по окружности круга, в центре которого лежит Солнце…» Коперник узнал об этой идее из сочинений древних авторов и его основной заслугой является то, что у него хватило смелости поверить в реальность такой картины мира и довести ее до детальной численной модели, позволяющей производить расчеты положений планет на небесной сфере. На основе новой системы мира Коперник сделал ряд предсказаний (сходство между планетами и Землей, фазы Меркурия и Венеры и др.), которые позднее были блистательно подтверждены Галилеем в ходе телескопических наблюдений.

Рис. 3. Система мира Коперника

В предисловии к «О вращениях небесных сфер» Коперник писал: «…после того как в течение долгого времени я обдумывал ненадежность математических традиций относительно установления движений мировых сфер, я стал досадовать, что у философов не существует никакой более надежной теории движений мирового механизма…». Его досада станет вполне понятной, если вспомнить, что в господствовавшей в то время геоцентрической модели мира Птолемея, усовершенствованной арабскими астрономами, для описания видимых положений Солнца, Луны и планет требовалось 77 кругов.

Чрезмерная сложность (увеличение точности наблюдений все время требовало увеличения количества используемых кругов — эпициклов и деферентов — для описания видимых движений планет) системы Птолемея побудила Коперника «перечитать книги всех философов, которые только мог достать, желая найти, не высказывал ли когда кто-нибудь мнения, что у мировых сфер существуют движения, отличные от тех, которые предполагают преподающие в математических школах». И, действительно, у Цицерона и Плутарха он нашел упоминания о таких «мнениях». Таким образом, приняв идею вращения Земли вокруг Солнца, «после многочисленных и продолжительных наблюдений обнаружил, — пишет Коперник, — что если с круговым движением Земли сравнить движения и остальных блуждающих светил и вычислить эти движения для периода обращения каждого светила, то получатся наблюдаемые у этих светил явления. Кроме того, последовательность и величины светил, все сферы и даже само небо окажутся так связанными, что ничего нельзя будет переставить ни в какой части, не произведя путаницы в остальных частях и во всей Вселенной».

Итак, Николай Коперник перевернул систему мира и переместил человека из центра Вселенной на одну из обращающихся вокруг Солнца планет. Однако в новой картине мира сохранились и многие элементы старой системы. Мир Коперника — не бесконечная Вселенная, он велик, но все-таки конечен и замкнут. Согласно Копернику, планеты перемещаются с помощью вполне материальных кристаллических сфер, причем «наивысшей из всех является сфера неподвижных звезд, содержащая самое себя и все и поэтому неподвижная».

Парадоксально, но публикация книги Коперника не привлекла в его время особого внимания. Были резкие нападки (например, Мартин Лютер называл Коперника «спятившим астрологом» и «дураком, жаждущим опрокинуть все здание астрономии»), однако большинство современников либо заняли выжидательную позицию, либо признали, что система Коперника имеет определенные достоинства как математическая схема для расчета положений светил, но не более того. Лишь в начале XVII века (в первую очередь, в связи с открытиями Галилея) церковь в полной мере осознала революционный характер труда Коперника, и в 1616 году книга «О вращениях небесных сфер» была внесена в индекс запрещенных книг римско-католической церкви.

Следующий шаг по пути к современной картине мира — удаление сферы неподвижных звезд и рассмотрение бесконечной Вселенной — обычно связывают с именем Джордано Бруно. Итальянский философ и поэт прожил яркую и трагическую жизнь, закончившуюся в 1600 году на костре инквизиции. Одним из важнейших достижений Бруно является пропаганда учения Коперника и создание картины бесконечной Вселенной, заполненной бесчисленными мирами, подобными нашей Солнечной системе. В 1584 году он издал работу «О бесконечности, вселенной и мирах», в которой провозгласил, что «вселенная не имеет предела и края, но безмерна и бесконечна», «существует подобие между всеми звездами, между всеми мирами и…наша земля имеет такое же соотношение с другими землями», «на этих мирах обитают живые существа, которые возделывают их».

Однако честь разрушения сферы неподвижных звезд принадлежит не Бруно, а другому мыслителю — английскому математику и астроному Томасу Диггесу, ставшему первым публичным защитником идей Коперника в Англии. Томас Диггес не относится к числу ученых, чьи имена мы знаем со школьной скамьи, и даже профессиональные астрономы, как правило, не знают, кем он был и что он сделал. О Диггесе написано не очень много и поэтому стоит рассказать о нем и о его замечательной семье, члены которой внесли вклад в самые разные области человеческой деятельности, немного подробнее.

Томас Диггес (ок. 1546–1595) был сыном известного английского математика Леонарда Диггеса (1520–1559), которого иногда упоминают в качестве предполагаемого изобретателя теодолита и телескопа. За свою недолгую жизнь Леонард Диггес опубликовал несколько книг, содержащих сведения по математике, астрономии, метеорологии, геодезии. Эти книги, в отличие от традиции того времени писать о науке на латыни, были написаны на английском языке, что обусловило их широкое распространение и популярность.

Томас Диггес получил начальное образование под руководством отца. После смерти Леонарда (Томасу тогда исполнилось всего четырнадцать лет) его дальнейшее математическое образование прошло под присмотром знаменитого Джона Ди (1527–1608) — доверенного лица королевы Елизаветы I, придворного астролога, астронома, математика, переводчика трудов Евклида, картографа, архитектора, навигатора и даже, как предполагают, секретного агента Британской короны. (Во время войны Англии с Испанией Джон Ди подписывал свои секретные донесения британской королеве «007». Два нуля обозначали «только для Ваших глаз», а цифра семь была загадочным каббалистическим числом. Создатель Джеймса Бонда писатель Ян Флеминг, в течение многих лет состоявший «на секретной службе Ее Величества», несомненно, знал об этом.)

В своей научной деятельности Томас Диггес пошел по стопам отца и, помимо астрономии и математики, занимался очень широким кругом вопросов — от навигации и топографии до артиллерии и фортификации. Томас неоднократно переиздавал книги Леонарда Диггеса, внося в них свои изменения и дополнения, и поэтому иногда сложно понять, какие результаты были получены отцом, а какие — сыном.

Одно из главных астрономических достижений Томаса Диггеса связано со сверхновой 1572 года (SN 1572). Эту сверхновую часто называют сверхновой Тихо Браге, поскольку после ее обнаружения знаменитый датский астроном по его словам сразу же «начал измерять ее положение и расстояния до ближайших звезд Кассиопеи и старательно замечать видимые глазом характеристики — видимый размер, форму, цвет и так далее». Кроме того, Тихо Браге оказался единственным астрономом, внимательно отслеживавшим падение ее блеска[4] на протяжении многих месяцев, сравнивая ее сначала с Юпитером, а затем — с более слабыми звездами (рис. 4)

1609 и 1610 годы были особым временем в истории астрономии и науки вообще. Никогда еще на памяти человечества за столь короткий срок не было совершено столь много открытий. Эти открытия были сделаны с помощью телескопа итальянским физиком и математиком Галилео Галилеем, однако не надо забывать и о немецком астрономе Иоганне Кеплере, который в 1609 году опубликовал порвавшее с многовековой традицией доказательство того, что планеты обращаются не по круговым орбитам, а по эллипсам.

Рис. 7. Иоганн Кеплер (1571–1630) и Галилео Галилей (1564–1642)

В начале XVII века в Европе появились первые зрительные трубы. История их изобретения не вполне ясна и, возможно, первые экземпляры таких инструментов появились еще в конце XVI века. Иногда упоминается, что первый телескоп был сооружен голландским очковых дел мастером Захарием Янсеном в 1604 году по модели некоего итальянца, на которой было написано «аппо 1590». Другой возможный изобретатель — Иоганн (Ханс) Липперсгей, голландский очковый мастер немецкого происхождения.

Рис. 8. Анри Детуш. «Галилей и дож Леонардо Донато» (XIX век)

О том, что произошло летом 1609 года, пусть расскажет сам Галилей: «…Венецию, где я тогда находился, достигли новости, что синьору графу Маврицию была представлена одним голландцем оптическая труба, в которую удаленные предметы были видны столь совершенно, как будто они были совсем близко. Больше ничего в этом сообщении добавлено не было. Узнав об этом, я вернулся в Падую, где тогда проживал, и начал размышлять над этой задачей. В первую же ночь после моего возвращения я ее решил, и на следующий день изготовил инструмент, о коем и сообщил в Венецию тем же самым друзьям, с которыми предшествующий день я рассуждал о сем деле. Я принялся затем тотчас же за изготовление другого, более совершенного инструмента, который и привез шесть дней спустя в Венецию. Здесь в него с большим удивлением смотрело почти все высшее дворянство этой республики непрерывно в течение больше месяца…». На рис. 8 приведена репродукция картины XIX века, иллюстрирующая слова Галилея. На ней показан один из вечеров августа 1609 года, когда Галилей демонстрировал свою зрительную трубу дожу Венеции.

В конце 1609 года Галилео Галилей начал систематические наблюдения неба в свой телескоп и уже в марте 1610 года он опубликовал знаменитый «Звездный вестник» («Sidereus Nuncius»), суммировавший результаты его первых исследований. На Луне Галилей обнаружил горы, у Юпитера он открыл 4 спутника (тем самым в системе Юпитера он усмотрел подобие Солнечной системы). Сравнивая телескопические изображения звезд и планет, Галилей обнаружил, что они выглядят очень по-разному: звезды остались мерцающими точками, в то время как планеты предстали в виде четко очерченных кружков. Позднее Галилей открыл фазы Венеры, пятна на Солнце, странную форму Сатурна, связанную, как выяснилось позднее, с его знаменитыми кольцами.

Одно из самых известных открытий, описанных в «Звездном вестнике» и имеющих непосредственное отношение к теме этой книги, — Млечный Путь «является не чем иным, как собранием многочисленных звезд, расположенных группами. В какую бы его область ни направить зрительную трубу, сейчас же взгляду представляется громадное множество звезд, многие из которых кажутся достаточно большими и хорошо заметными. Множество же более мелких не поддается исследованию».

8 апреля 1610 года экземпляр книги Галилея попал в руки Иоганна Кеплера, бывшего в то время придворным математиком императора Рудольфа II в Праге. (К сожалению, красиво звучащая должность не приносила Кеплеру особого материального достатка.) А уже к 19 апреля Кеплер завершил «Разговор со звездным вестником, недавно ниспосланным смертным Галилео Галилеем, падуанским математиком» — своего рода развернутую рецензию на книгу Галилея.

В своем «Разговоре» Кеплер абсолютно доверяет тому, что увидел Галилей в свой телескоп: «Может быть, я покажусь слишком смелым, если так легко поверю твоим утверждениям, не подкрепляясь никаким собственным опытом. Но почему же мне не верить ученейшему математику, о правоте которого свидетельствует самый стиль его суждений, который далек от суетности и для стяжения общего признания не будет говорить, что он видел то, чего на самом деле не видел, не колеблясь из любви к истине противоречить распространеннейшим мнениям».

Комментируя открытие Галилеем огромного количества слабых звезд, Кеплер пишет: «Ты, не колеблясь, утверждаешь, что число видимых звезд превышает 10 000. Но чем больше их и чем плотнее они располагаются на небе, тем правильнее моя аргументация против неограниченности мира, приведенная в книге „О новой звезде“… Там доказывается, что населенный людьми уголок мира с Солнцем и планетами занимает особое положение, в силу чего невозможно, чтобы с какой-нибудь неподвижной звезды открывалась такая же картина мира, как с нашей Земли или с Солнца». И далее: «Во сколько же раз будут превосходить по своим видимым размерам Солнце 10 000 малых дисков, слитых воедино? Если это верно и если те Солнца того же рода, что и наше Солнце, то почему бы им всем, взятым вместе, не превосходить по блеску наше Солнце? Как может быть свет, изливаемый всеми далекими Солнцами на открытые пространства, столь слаб, что наше Солнце, стоит лишь его лучам проникнуть в закрытую комнату через отверстие, проколотое кончиком тонкой иглы, по блеску превосходит неподвижные звезды в том виде, в каком мы видим их на почти безграничном удалении за стенами комнаты?»

На основе подобной аргументации Кеплер делает вывод, что многочисленные звезды, открытые Галилеем, гораздо слабее Солнца, иначе их суммарный блеск затмил бы его: «тело нашего Солнца по блеску в не поддающееся оценке число раз превосходит все неподвижные звезды, вместе взятые» и «…наш мир — не просто один из членов стада, содержащего бесконечно много других миров».

Вселенная Кеплера — это вспышка света в окружающем мраке. Она представляет собой сферу неподвижных звезд, в середине которой находится Солнце с вращающимися вокруг него планетами. Эта Вселенная конечна — она окружена со всех сторон темной стеной, которую мы видим в просветах между звездами.

Как видно из предыдущего, Кеплер, по сути, сформулировал фотометрический парадокс (бесконечное множество подобных Солнцу далеких звезд должны затмить Солнце) и предложил его решение — Вселенная ограничена в пространстве и содержит конечное количество звезд.

В XVII столетии был еще один удивительный для науки год. В 1687 году Исаак Ньютон опубликовал «Математические начала натуральной философии», заложившие основу так называемой классической физики и картины мира, просуществовавших до начала XX века. В своих «Началах» Ньютон не затрагивает вопросы крупномасштабного строения мира, ничего не пишет и о звездах. Высказаться на эти темы его подтолкнула переписка с молодым священником Ричардом Бентли в 1692 и 1693 годах.

Преподобный Ричард Бентли (1662–1742), капеллан епископа Ворчестерского, обратился к Ньютону с просьбой ответить на ряд вопросов об устройстве Вселенной. Для такого обращения у Бентли была очень веская причина — в рамках «Бойлевских чтений» ему было поручено прочесть в Лондоне восемь публичных проповедей в защиту христианства. Одной из целей этих проповедей было показать, что подтвержденная трудами Ньютона гелиоцентрическая астрономия не противоречит теологической картине мира. Бентли был хорошим теологом и филологом, но с физикой и математикой знаком был плохо. Поэтому он написал Ньютону — кто как не Ньютон был самым большим авторитетом в вопросах «натурфилософии» в Англии? — и Ньютон ему охотно ответил.

В своих письмах (всего их было четыре) Ньютон рассмотрел случаи конечной и бесконечной Вселенных, в которых действует закон всемирного тяготения. В случае ограниченного объема Вселенной все составляющие ее тела под действием взаимного притяжения рано или поздно должны были бы слиться в «одну гигантскую сферическую массу». Этого нет, следовательно, Вселенная бесконечна.

Жан-Филипп Луи де Шезо родился вблизи Лозанны в семье обеспеченного землевладельца. Он очень рано проявил интерес к астрономии и построил собственную обсерваторию, оборудованную парой небольших телескопов. Ранние работы Шезо по физике распространения звука, о торможении пушечных ядер воздухом и пр. привлекли к нему широкое внимание, и российская императрица Елизавета Петровна даже приглашала его на работу в Санкт-Петербург. По причине слабого здоровья Шезо не смог воспользоваться этим предложением.

В декабре 1743 года Шезо открыл комету (практически одновременно она была также обнаружена датчанином Дирком Клинкенбергом) и наблюдал ее до марта 1744 года. Комета была очень яркой, ярче Юпитера, и в одну из ночей продемонстрировала целых 6 хвостов. Через несколько месяцев после исчезновения кометы Шезо опубликовал о ней книгу. Книга содержала восемь приложений, посвященных разным вопросам астрономии. Второе приложение — «О силе света, его прохождении через эфир и расстоянии до неподвижных звезд» — содержало математический анализ загадки ночного неба.

Рис. 11. Жан-Филипп Луи де Шезо (1718–1751) и Генрих Вильгельм Ольберс (1758–1840)

Анализ Шезо был, по сути, эквивалентен приведенному ранее в параграфе 1.2 этой книги. Так же как и Галлей, Шезо рассматривает окружающие Солнце концентрические слои одинаковой толщины и в предположении однородного распределения звезд в пространстве находит, что освещенность от каждого слоя одинакова. Если звездное пространство бесконечно или даже просто очень велико, то любой участок небесной сферы должен сиять как Солнце (он предположил, что все звезды по размерам и по светимости подобны Солнцу), поскольку звезды перекроют своими видимыми дисками весь небосвод. Шезо оценил, что вся доступная наблюдениям полусфера в этом случае должна сиять в 91 850 раз ярче Солнца. (Эта оценка примерно равна отношению площади полусферы к площади солнечного диска.)

«Громадное несоответствие между этим заключением и опытом свидетельствует, что либо сфера неподвижных звезд не бесконечна…, либо освещенность спадает быстрее, чем по закону обратных квадратов», — пишет Шезо. Он считает, что второе допущение более правдоподобно и предполагает, что межзвездное пространство может быть заполнено разреженной средой, задерживающей излучение звезд. Он полагает, что даже ничтожное поглощение в межзвездной среде, постепенно накапливаясь, может объяснить темноту ночного неба. Решение, предложенное Шезо, выглядит правдоподобно, но, как будет показано, далее, неверно — межзвездное поглощение не может решить фотометрический парадокс.

В работе Шезо содержатся еще два примечательных результата. Во-первых, он оказался одним из первых исследователей, правильно оценивших масштаб межзвездных расстояний. Этой задачей пытались заниматься многие (например, Гук, Пикар, Флемстид, Брадлей, Вильям Гершель и другие), однако прямая оценка расстояний методом годичного параллакса из-за несовершенства используемых инструментов и методов обработки не давала результатов вплоть до XIX века.

В качестве альтернативного и, конечно, очень грубого подхода можно использовать видимый блеск звезды в сравнении с Солнцем. Если считать, что все звезды, включая Солнце, имеют одинаковую светимость, то, сравнивая освещенности от какой-либо звезды и от Солнца, можно оценить, во сколько раз звезда дальше от нас, чем Солнце. Используя этот метод, голландский физик, математик и астроном Христиан Гюйгенс (1629–1695) оценил, что Сириус находится в 28 000 раз дальше Солнца, то есть на расстоянии около 0.14 пк[6].

Для того, чтобы получить этот результат, Гюйгенсу пришлось сравнивать яркость освещенного Солнцем отверстия в темной комнате с воспоминанием о яркости Сириуса ночью. Естественно, сделать это очень сложно, что и привело к заниженному почти в 20 раз расстоянию (расстояние до Сириуса равно 2.7 пк или 8.7 световых лет). Этот результат Гюйгенса был опубликован уже после его смерти — в 1698 году.

Однако еще раньше — в 1668 году — шотландский математик, астроном и оптик Джеймс Грегори (1638–1675) опубликовал замечательную модификацию фотометрического метода. Грегори предложил не сравнивать яркости звезд и Солнца, что на практике очень сложно, а использовать в качестве промежуточного стандарта яркость планет. Суть его метода очень проста — ночью можно сравнить яркость какой-либо звезды с яркостью внешней планеты (Марса, Юпитера, Сатурна), а затем, зная расстояние этой планеты от Солнца и ее угловой диаметр, можно рассчитать ее яркость по сравнению с яркостью Солнца (предполагая, конечно, что планета светит отраженным светом и задавая определенный коэффициент отражения). Применив этот метод к Сириусу, и используя наблюдения Сатурна, Грегори получил, что эта звезда находится в 80000 раз дальше Солнца — результат гораздо лучший, чем у Гюйгенса, хотя все еще существенно заниженный.

Во второй части работы о фотометрическом парадоксе Шезо использует метод Грегори для определения расстояний до ярчайших звезд (Сириуса и Регула) на основе сравнения их блеска с Сатурном, Юпитером и Марсом. Он заключает, что расстояние до ярчайших звезд примерно в 240 000 раз превышает расстояние от Земли до Солнца. Эта оценка составляет около 4 световых лет или чуть больше 1 пк. Учитывая грубость используемого метода, результат можно признать просто превосходным!

Однако Шезо не был первым человеком, правильно оценившим масштаб межзвездных расстояний. Как оказалось, это было сделано Исааком Ньютоном в «De mundi systemate» («Система мира») — дополнении к «Началам», написанном еще в 1680-х годах и опубликованном в 1728 году, уже после его смерти. В этой работе Ньютон методом Грегори нашел, что расстояние до звезд первой величины примерно в 100 000 раз превышает расстояние от Сатурна до Солнца, что составляет ~ 1 000 000 астрономических единиц (4.8 пк)[7].

Еще один интересный результат небольшой работы Шезо о фотометрическом парадоксе — корректная математическая оценка доступной наблюдениям области Вселенной. Если предположить, что все звезды подобны Солнцу и что они равномерно распределены в пространстве со средним взаимным расстоянием 4 световых года, то в пределах сферы радиусом 3×10¹⁵ световых лет звезды перекроют своими дисками всю небесную сферу. Свет от более далеких звезд будет экранирован дисками более близких объектов и внешняя часть Вселенной останется ненаблюдаемой.

Британский космолог Эдвард Харрисон считает, что, возможно, именно огромность, несоизмеримость этих масштабов могла подтолкнуть Шезо к идее межзвездного поглощения — ведь даже ничтожная непрозрачность межзвездной среды на столь больших расстояниях способна полностью скрыть далекие объекты и, тем самым, сделать ночное небо темным.

Следующий исследователь, внесший вклад в исследование парадокса, названного позднее его именем, — это немецкий врач и астроном-любитель Генрих Ольберс. Ольберс был дипломированным медиком, но, горячо увлекаясь астрономией, он в течение многих лет сочетал оба занятия. Днем он был солидным бременским врачом, а ночью проводил наблюдения в частной обсерватории на верхнем этаже собственного дома. Лишь после смерти дочери и второй жены он оставил врачебную практику и с 1820 года полностью посвятил себя астрономии. В биографическом очерке, включенном в книгу С. Ньюкомба и Р. Энгельмана «Астрономия в общепонятном изложении» (опубликована на русском языке в 1896 году), об Ольберсе было написано так: «Едва ли можно назвать другого любителя, которому астрономия была бы так много обязана, как Ольберсу; и мало было специалистов по астрономии, которые обладали столь обширными познаниями в ней, как этот любитель».

Основные результаты Ольберса посвящены наблюдениям комет (он открыл их 7 штук) и расчетам их орбит (им разработан метод определения орбит комет по трем наблюдениям). В 1802 году Ольберс переоткрыл первую малую планету (Цереру)[8], которая вскоре после ее открытия в 1801 году итальянским астрономом Пиацци была потеряна. В том же 1802 году он открыл вторую малую планету (Палладу), а в 1807 — четвертую (Весту).

В 1823 году, почти через 80 лет после работы Шезо, Генрих Ольберс опубликовал статью «О прозрачности пространства». В своей статье Ольберс анализирует фотометрический парадокс — более пространно и в более качественном стиле по сравнению с кратким изложением Шезо — и предполагает, что учет поглощения света далеких звезд в межзвездном пространстве может решить эту проблему.

Изложение Ольберса в целом оригинально и вводит в обсуждение парадокса несколько новых идей. Например, Ольберс допускает, что звезды не обязательно должны быть однородно распределены в пространстве, а могут группироваться в системы, подобные Млечному Пути, то есть в галактики. Такое скучивание не избавляет от парадокса, поскольку любой луч зрения все равно рано или поздно должен упереться в диск какой-либо звезды. Ольберс считает, что полная прозрачность межзвездного пространства «в высокой степени невероятна» и обосновывает существование поглощающей среды тем, что вещество кометных хвостов рассеивается, пополняя окружающее пространство, а также существованием зодиакального света. (Строго говоря, это говорит лишь о межпланетной среде, но отсюда уже один шаг до признания существования и межзвездного вещества.)

Любопытен «научно-фантастический» пассаж Ольберса о том, что даже в случае, если бы вся небесная сфера сияла как поверхность Солнца, можно было бы вообразить живые организмы, приспособившиеся и к таким экстремальным условиям. Он отмечает, что астрономия у разумных существ такой планеты находилась бы в примитивном состоянии — обитателям ничего не было бы известно о звездах, о существовании Солнца можно было бы узнать лишь по наблюдениям его пятен, а Луна и планеты обнаруживались бы лишь как темные пятна на сверкающем фоне. (Соображения Ольберса отчасти перекликаются с высказанными в п. 1.1 этой книги.)

В своей статье Ольберс цитирует Галлея, но ни разу не упоминает работу Шезо. Знал ли он о ней, и повлияла ли она как-нибудь на его собственную работу? Вопрос не праздный, поскольку подход Ольберса и предложенное им решение фотометрического парадокса в целом похожи на то, что сделал Шезо задолго до него. Кроме того, оказалось, что в библиотеке Ольберса была книга Шезо 1744 года, посвященная знаменитой шестихвостой комете, в приложении к которой Шезо описал свое решение фотометрического парадокса. Более того, Ольберс, несомненно, читал эту книгу — американский историк астрономии Стенли Яки обнаружил, что в записных книжках, относящихся к 1782–96 годам, Ольберс тщательно законспектировал часть книги Шезо, в которой тот описывает предложенный им метод определения кометных орбит.

Так что же произошло? Яки, да и не только он, считает, что речь не может идти о плагиате, поскольку это в сильнейшей степени противоречит тому, что известно об Ольберсе, о его характере и научных работах. Скорее всего, к 1823 году, когда Ольберс написал свою статью, он забыл или полузабыл о короткой заметке Шезо, которую он, возможно, читал тридцать или сорок лет назад в поисках информации о столь любимых им кометах. Как полагает Эдвард Харрисон, люди забывают об источниках своих идей гораздо чаще, чем обычно считают.

Какова дальнейшая судьба идеи Шезо и Ольберса о межзвездном поглощении как о возможном решении фотометрического парадокса? Идея эта, конечно, не верна, поскольку в заполненной звездами безграничной и вечной Вселенной само поглощающее вещество (межзвездная пыль и газ) начнет нагреваться до тех пор, пока не установится тепловое равновесие между поглощающей средой и излучением звезд, а тогда среда станет излучать столько же, сколько поглотит. Первым это понял, по-видимому, английский астроном Джон Гершель (1792–1871), знаменитый сын еще более знаменитого отца — Вильяма Гершеля (1738–1822).

В 1848 году Джон Гершель опубликовал рецензию на недавно появившийся первый том «Космоса» Александра фон Гумбольдта. Гершель упоминает Ольберса и идею поглощения света, а затем пишет, что, действительно, свет легко поглощается, однако поглощенный свет нагревает поглощающую материю и она должна начать излучать, отдавая через излучение столько же энергии, сколько поглотила. Гершель использовал немного другие слова, но суть его комментария именно в этом. Очень примечательно, что это было написано тогда, когда недавно открытый закон сохранения энергии еще не стал широко известным и общепринятым.

Джон Гершель предложил и свой вариант решения фотометрического парадокса. Будучи наблюдателем, он был уверен, что в некоторых направлениях на небе он и в самом деле видит пустое пространство за пределами нашей звездной системы. С другой стороны, он имел хорошую математическую подготовку и догадывался, что можно придумать такое пространственное распределение объектов, что даже при бесконечном числе звезд ночное небо будет оставаться темным: «…легко представить устройство вселенной, которая будет оставаться в точном смысле слова бесконечной, и в которой произвольное количество лучей зрения не будут пересекаться со звездами». Гершель коротко описал такое устройство — звезды распределены самоподобным образом на всех уровнях, — то, что позднее стали называть иерархическим или фрактальным распределением. Идея иерархического строения Вселенной позднее развивалась многими исследователями — например, Ричардом Проктором, Карлом Шарлье, Фурнье д’Альбе. Эта идея, действительна, способна решить фотометрический парадокс, однако она противоречит наблюдаемой на больших масштабах однородности нашей Вселенной (см. следующую главу).

Появление имени знаменитого поэта, писателя, классика и родоначальника сразу нескольких жанров литературы, может показаться странным в книге по астрономии. Однако что не было странным в жизни этого человека?

Эдгар Аллан По рано остался без родителей и воспитывался в доме богатого коммерсанта из Ричмонда Джона Аллана. Вместе с приемной семьей Эдгар По пять лет прожил в Англии, где учился в дорогом пансионе в Лондоне. После возвращения Алланов в США Эдгар закончил колледж в Ричмонде, в 1826 году поступил в недавно открытый Университет штата Вирджиния. Проучился в университете лишь год, вынужден был его бросить, записался добровольцем в армию, пытался закончить элитную военную академию в Вест-Пойнте, но был отчислен. Дальше — работа в нескольких журналах, богемная жизнь, личные и семейные драмы, нервное перенапряжение, болезни, запои, и на фоне всего этого — многочисленные стихи, рассказы, новеллы… И смерть в 40 лет в унизительной бедности и горячечном бреду. Биография, разительнейшим образом отличающаяся от жизни остальных героев этой книги.

Рис. 12. Дагерротип Эдгара Аллана По (1809–1849), изготовленный незадолго до смерти поэта.

Парадоксально, что именно этот парадоксальный человек предложил первое правильное, хотя и качественное, решение загадки темноты ночного неба. Даже более — Эдгара По можно назвать, пусть и с некоторой натяжкой, одним из идейных предшественников современной космологии в целом. Это не было случайностью — он очень интересовался наукой и, в особенности, астрономией, изучал книги классиков физики и астрономии (например, Ньютона, Лапласа, Вильяма и Джона Гершелей, Гумбольдта). Когда Эдгару было 16 лет, опекун подарил ему маленький телескоп и Эдгар По наблюдал в него Луну и звезды.

Рассказ «Необыкновенное приключение некоего Ганса Пфааля» (опубликован в 1835 году) по признанию самого Эдгара По был вдохновлен «Курсом астрономии» Джона Гершеля, американское издание которого вышло лишь годом ранее. Открываем это рассказ и находим в нем массу научной информации — параметры лунной орбиты, детальное описание вида Земли из космоса, сведения о кометах и зодиакальном свете, ссылки на великих ученых прошлого. Эдгар По так старался убедить читателей в подлинности фантастического путешествия на воздушном шаре на Луну, что превратил свой рассказ почти в научно-популярный астрономический очерк.

3 февраля 1848 года Эдгар По выступил в Общественной библиотеке Нью-Йорка с лекцией «О космогонии Вселенной». Аншлага не было — на лекцию пришло около 60 слушателей, большинству из которых лекция показалась скучной, затянутой и малопонятной. Затем По переработал лекцию и в том же году тиражом в 500 экземпляров выпустил ее расширенную версию под названием «Эврика. Поэма в прозе» (По хотел напечатать 50 000 экземпляров, издатель уменьшил тираж в сто раз). Эдгар По считал, что этой поэмой он «революционизирует мир физических и метафизических наук». Революции не произошло — «Эврика» на многие годы оказалась забытой и на развитие науки она уж точно никакого влияния не оказала. По словам Эдварда Харрисона, «ее наука была слишком метафизической, а ее метафизика — слишком научной».

Среди немногочисленных читателей «Эврики», высоко оценивших ее содержание, были в основном поэты — например, Шарль Бодлер (автор французского перевода), Поль Валери, Константин Бальмонт, переведший поэму на русский язык. Дочь знаменитого французского поэта Теофиля Готье — Юдит Готье — в 1864 году (ей было тогда только 15 лет!) написала о только что вышедшей на французском языке «Эврике»: «Было бы ошибочно думать, что Эдгар По, создавая „Эврику“, ставил своей целью только написать поэму; он был абсолютно убежден, что открыл великий секрет Вселенной, и он использовал всю мощь своего таланта для развития своей идеи».

Рассмотрим нарисованную в «Эврике» картину Вселенной (все последующие цитаты взяты из перевода К. Бальмонта). Согласно По, пространство бесконечно, а «звездная Вселенная» или «Вселенная звезд», то есть заполненная материей часть бесконечного пространства, конечна во времени и в пространстве. В этой бесконечной «метавселенной» наша Вселенная не единственна — «существует некая беспредельная последовательность Вселенных, более или менее подобных той, о которой мы имеем осведомленность…» Каждая из этих Вселенных имеет свои собственные законы, и эти Вселенные никак друг с другом не взаимодействуют — «не имея доли в нашем происхождении, они не имеют доли в наших законах. Ни они не притягивают нас, ни мы их… Между ними и нами… нет влияний взаимных…» (Нарисованная Эдгаром По картина очень напоминает современную концепцию Мультивселенной (Multiverse) — см. следующую главу.)

Что представляет собой наша «Вселенная звезд»? «Телескопические наблюдения, руководимые законами перспективы, дозволяют нам установить, что постижимая Вселенная существует как гроздь гроздей, неправильно расположенных. „Гроздья“, из которых эта вселенская „гроздь гроздей“ состоит, суть просто то, что мы обычно определяем как „звездные туманности“ — и из этих звездотуманностей одна есть верховнейшей завлекательности для человечества. Я разумею Светомлечность, или Млечный Путь». (Слово «гроздь», использованное Бальмонтом при переводе, отчасти сбивает с толку. В оригинале Эдгар По использует слова «cluster» и «cluster of clusters», что более правильно перевести словами «скопление» и «скопление скоплений».) Сам Млечный Путь — это «чечевицеобразный звездоостров, или собрание звезд». В качестве оценки расстояний до ближайших галактик По, ссылаясь на Вильяма Гершеля, приводит величину 3 миллиона световых лет (~1 Мпк). Кроме того, он упоминает о галактиках, свет от которых идет до нас «миллион веков», то есть расстояние до них составляет ~30 Мпк. Следовательно, доступная наблюдениям «звездная Вселенная» по Эдгару По представляет собой гигантское скопление подобных Млечному Пути галактик.

«Звездная Вселенная» конечна. Обосновывая это, Эдгар По пишет: «Если бы непрерывность звезд была бесконечна, тогда бы заднее поле неба являло нам единообразную светящесть, подобную исходящей от Млечного Пути, — ибо безусловно не было бы точки, на всем этом заднем поле, где не существовало бы звезды. Единственный способ поэтому, при таком положении вещей, понять пустоты, что открывают наши телескопы в бесчисленных направлениях, предположить, что рассеяние от незримого заднего фона так несметно, что ни один его луч доселе совершенно не мог нас достигнуть». Первая фраза из этой цитаты — это краткая формулировка фотометрического парадокса для бесконечной и вечной Вселенной. Вторая фраза искажена переводом Бальмонта: в оригинале написано не «рассеяние», a «distance», то есть «расстояние». С учетом поправки, это предложение дает возможное решение парадокса — Вселенная конечна во времени и поэтому свет от самых далеких звезд до нас еще не дошел.

Как возникла и как эволюционирует «звездная Вселенная»? Здесь Эдгар По вступает в область метафизики. Основной принцип, вводимый По, — это первичное «Единство» вещества. Гравитационное притяжение — это проявление универсальной тенденции материи к возвращению в Единство: «каждый атом притягивает всякий другой атом». В состоянии Единства вещество находится в виде созданной Богом «Первичной Частицы». «Из одной частицы, как из центра, предположим, сферически излучается по всем направлениям — на безмерные, но еще определенные расстояния в первоначально пустом пространстве — известное, невыразимо большое, однако же ограниченное число невообразимых, однако же не бесконечно малых атомов». Причиной «излучения» вещества из Первичной Частицы является вводимая Эдгаром По сила отталкивания. Сила отталкивания действует лишь конечное время — после завершения фазы разлета Вселенная начинает сжиматься под влиянием универсального стремления вещества к Единству, то есть под действием гравитации.

Притяжение и отталкивание — единственные силы, действующие во Вселенной Эдгара По: «Не существует других основ. Все явления сводимы к одному или другому или к сочетанию обоих». Именно наличие двух противоборствующих сил позволяет Вселенной эволюционировать. Без отталкивания вещество замкнулось бы в первичном Единстве, в первочастице, а без притяжения вещество рассеялось бы в бесконечном пространстве. Как отмечает известный итальянский астроном Альберто Каппи, две силы Эдгара По заставляют вспомнить о космологии Эмпедокла (V век до н. э.) — о силах «любви» и «вражды», управляющих Вселенной, однако у Эдгара По эти силы — физические, описываемые математическими законами.

Эдгар По пишет, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной однородно. Эта однородность противоречит представлению об однородном «излучении» вещества, поскольку тогда вблизи центра этого излучения плотность вещества должна быть выше, чем вдали. Далее По ставит вопрос о том, каким должен быть закон «излучения» для того, чтобы сохранялась крупномасштабная однородность в расширяющейся Вселенной и находит ответ — «сила излучения была прямо пропорциональна квадратам расстояний» (F ∝ r²), где под расстоянием понимается расстояние до конкретного слоя в момент максимального разлета. Таким образом, вещество выбрасывалось из Первичной Частицы последовательными сферическими слоями, причем каждый следующий слой содержал все меньше и меньше атомов, был выброшен под действием меньшей силы («число атомов каждого слоя суть мера силы, с которой они были устремлены») и, соответственно, удалился на меньшее расстояние. Эдгар По также приводит связь между силой, с которой был выброшен слой (F), и числом атомов в нем (N): F ∝ N . (Как было показано Альберто Каппи, механизм «Большого взрыва» Эдгара По неточен — однородное распределение может быть получено лишь при F ∝ √N ).

В конце стадии разлета (в это время вещество существует лишь в виде рассеянных атомов, и никаких объектов во Вселенной еще нет) наступает время, когда не существует никаких законов динамики. На смену этому времени приходит эпоха физической Вселенной, когда начинает работать тяготение, являющееся проявлением стремления вещества к возвращению в Единство. Силы отталкивания и притяжения по Эдгару По симметричны — они подчиняются обратным законам: поскольку «сила излучения была прямо пропорциональна квадратам расстояний», то «закон возврата будет в точности обратным закону исхода» (F ∝ r^-2). Идея, несомненно, очень красивая, но, к сожалению, неверная, поскольку введенная Эдгарам По «сила излучения» не может обеспечить требуемое самим же По однородное распределение вещества.

Далее, на фоне глобального сжатия под действием гравитации, во Вселенной начинают образовываться объекты, возникающие из небольших, как мы бы сейчас сказали, флуктуации плотности. Причиной существования этих флуктуации являются атомы разной формы, первоначально однородно разбросанные в пространстве. В качестве механизма формирования звезд и планет Эдгар По принимает гипотезу Лапласа об их совместном образовании из вращающегося и сжимающегося протозвездного облака. Эпоха формирования звезд и галактик давно закончилась и наблюдаемое в настоящее время разнообразие «звездотуманностей» отражает не их разный эволюционный статус в настоящее время, а то, что они находятся от нас на очень разных расстояниях, и из-за конечности скорости распространения света мы видим их такими, какими они были очень давно.

Почему наша Вселенная столь велика? Для ответа на этот вопрос Эдгар По использует соображения, перекликающиеся с так называемым антропным принципом (см. следующую главу): «…Пространство и Длительность суть одно. Чтобы Вселенная могла длиться в течение летоисчисления… было необходимо, чтобы изначальное рассеяние атомов было сделано на такую непостижимую распространенность, только бы не быть бесконечным. Требовалось, словом, чтобы звезды могли собраться в зримость из незримой туманности… и потом поседеть, давая рождение и смерть несказанно многочисленным и сложным различностям жизненного развития; требовалось, чтобы звезды сделали все это, чтобы они имели время целиком выполнить все эти Божественные замыслы…». Другими словами, Вселенная имеет большой размер и, соответственно, большой возраст, поскольку в противном случае наблюдаемое разнообразие объектов и, возможно, жизнь просто не успели бы в ней возникнуть. Прошло более ста лет и американский физик Роберт Дикке, не зная об этих рассуждениях Эдгара По, независимо развил сходные соображения для объяснения возраста Вселенной.

Какова конечная судьба сжимающейся «звездной Вселенной»? Планеты рано или поздно будут поглощены звездами, звезды сольются между собой, сольются галактики, и в итоге образуется «единый естественный шар шаров», который в свою очередь «мгновенно исчезнет», аннигилирует. Фантазия Эдгара По идет дальше и он допускает возможность циклического существования Вселенной: «Но должны ли мы здесь остановиться? Нет. Во Всемирном сцеплении и растворении могут возникнуть… некие новые и быть может совершенно отличествующие ряды условий — другое мироздание и излучение… Ведя наше воображение этим всепревозмогающим законом законов, законом периодичности… не вполне ли мы оправданы, допуская верование — скажем лучше, услаждаясь надеждой, что поступательные развития… будут возобновляться и впредь, и впредь, и впредь; что новая Вселенная возрастет в бытие и потом погрузится в ничто…».

Итак, если отвлечься от многословной метафизики «Эврики» и оставить только физические идеи, то перед нами предстает стройная картина эволюционирующей динамической Вселенной. Эдгар По соединил астрономические знания первой половины XIX века и модель эволюционирующей Вселенной. По словам Альберто Каппи, «этот революционный и экстраординарный синтез является тем, что придает „Эврике“ привкус современности». Действительно, рождение Вселенной в процессе своеобразного «Большого взрыва» из исходного сверхкомпактного состояния, ее крупномасштабная однородность, существование других вселенных, подчиняющихся неизвестным нам законам, возможная цикличность эволюции Вселенной, наличие в прошлом эпохи формирования объектов, сила отталкивания, существовавшая на определенной стадии развития Вселенной, — все это звучит в наше время необычайно знакомо! Кроме того, возвращаясь к основной теме этой книги, Эдгаром По было предложено и упомянутое ранее решение фотометрического парадокса.

Как Эдгар По смог высказать столь современно звучащие идеи? Сам По объясняет это тем, что он использовал не стандартные пути научного открытия — индукцию и дедукцию, — которые он назвал «узкими и кривыми тропинками — по одной ползти, по другой волочиться», а интуицию. В этом с ним солидарен и Эйнштейн, полагавший, что к самым общим законам природы «ведет не логический путь, а только основанная на проникновении в суть опыта интуиция». Ключевыми словами здесь является не столько «интуиция», сколько «основанная на проникновении в суть опыта» — интуиция должна на чем-то базироваться, у нее должна быть основа. Лучшей базой для интуиции является, конечно, хорошее знание предмета и его фактической, опытной основы. Все это было у Эдгара Аллана По — он был знаком с основными идеями и результатами современной ему астрономии.

Знали ли создатели современной космологии (им посвящена следующая глава) об «Эврике»? Даже если бы они и были знакомы с ее содержанием, заметного влияния на их работу она оказать не могла. «Эврика» — это не научная статья или монография (хотя список ученых, на работы которых По ссылается, впечатляет — Бессель, Гершель, Гумбольдт, Кеплер, Лагранж, Лаплас, Медлер, Ньютон, Росс, Струве и многие другие), а вольные размышления Эдгара По о строении Вселенной, в которые, наряду с известными или даже неправильными представлениями, вкраплены удивительные, но практически ни на чем не основанные догадки. Автор одной из самых известных и авторитетных биографий Эдгара По — Артур Куинн — в 1940 году обратился к Артуру Эддингтону с просьбой высказать свое мнение об «Эврике». Ознакомившись с «поэмой в прозе», Эддингтон оценил ее достаточно высоко, написав, что «Эврика» — это творение человека, пытавшегося согласовать науку своего времени с более философскими и духовными стремлениями разума. Он отметил также, что По, по-видимому, имел ум математика и что «соответствие между некоторыми его идеями и современными взглядами является интересным». Сохранилось и короткое замечание Эйнштейна, который в одном из своих писем в 1934 году упомянул, что «Эврика» — это «очень красивое достижение удивительно независимого ума».

Заканчивая рассказ об Эдгаре По, хочу привести цитату из еще одного представителя литературы, в шутливой форме решившего фотометрический парадокс. Стивен Ликок (1869–1944) — известнейший канадский писатель-юморист и по совместительству профессор, специалист в области политической экономии — в веселых «Очерках обо всем» (1926 год) написал: «Мир, или Вселенная, где мы устраиваем свои дела, состоит из бесчисленного количества — может быть, сотни биллионов, а, впрочем, может быть, и нет — сверкающих звезд, звездочек, комет, темных планет, астероидов, метеоров, метеоритов и пылевых облаков, вращающихся по огромным орбитам во всевозможных направлениях, со всевозможными скоростями… Свет, излучаемый этими звездами, преодолевает такие огромные расстояния, что в основном он до нас еще не дошел».

Эти слова дают решение парадокса, вполне созвучное мыслям Эдгара По, а также с подходом Медлера и Томсона, о которых сейчас пойдет речь.

Иоганн Генрих Медлер и Уильям Томсон (лорд Кельвин) были первыми профессиональными учеными, предложившими корректное решение фотометрического парадокса.

Немецкий астроном Иоганн Медлер вырос в Берлине. В 19 лет он потерял обоих родителей и был вынужден взять на себя заботу о трех младших сестрах. Медлер стал преподавать в семинарии, давать частные уроки и одновременно посещать занятия в Берлинском университете. В 1824 году он начал читать лекции по астрономии и по математике богатому банкиру Вильгельму Беру, встреча с которым изменила всю жизнь Иоганна. Медлер убедил банкира построить небольшую частную обсерваторию, на которой они с Бером, начиная с 1830 года, стали активно работать. Основным результатом совместной работы Медлера и Бера стала первая подробная карта Луны «Марра selenographica» (1834 год) и подробный текст к ней (1837 год). Эта работа сделала имя Медлера известным и с 1836 года он становится сотрудником Берлинской обсерватории. В 1840 году, после ухода Василия Струве в Пулковскую обсерваторию, освободилось место директора обсерватории в Дерпте (Тарту, Эстония). Медлер занял этот пост, а также стал профессором Дерптского университета. В 1866 году из-за болезни глаз, сделавшей невозможным проведение наблюдений, Медлер ушел в отставку и вернулся в Германию.

Основные научные результаты Иоганна Медлера связаны с исследованием и картографированием поверхностей Луны и Марса, изучением двойных звезд, собственных движений звезд. Известен предложенный Медлером проект календаря, более точного, чем григорианский (в этом календаре на каждые 128 лет приходится не 32 високосных года, а 31).

Рис. 13. Иоганн Генрих Медлер (1794–1874) и Уильям Томсон (лорд Кельвин) (1824–1907)

Иоганн Медлер был также очень известным историком и популяризатором астрономии. Его книга «Популярная астрономия», опубликованная в 1841 году и выдержавшая шесть прижизненный изданий, стала знаменитой, ее читали по всему миру. Упоминается в этой книге и фотометрический парадокс, причем разные издания отражают изменение взгляда Медлера на эту проблему. В первых четырех изданиях парадокс обсуждается в терминах поглощения света от далеких звезд. В пятом издании (1861 год) Медлер пишет, что в бесконечной Вселенной, заполненной бесчисленным количеством звезд, все небо должно сиять как Солнце. Этого нет и, следовательно, должно быть расстояние, начиная с которого свет звезд до нас не доходит. Далее, ссылаясь на Ольберса, он упоминает поглощение света, как возможный механизм такой блокировки излучения. Затем следуют слова: «Действительно, такое расстояние существует, но причина совсем в другом. Скорость света конечна; конечное время прошло от начала Творения до наших дней и мы, следовательно, можем наблюдать небесные тела только до расстояния, которое свет прошел в течение этого конечного времени… Вместо того, чтобы говорить, что свет с этих расстояний не дошел до нас, надо говорить, что он еще не дошел до нас».

Приведенные слова Медлера дают четкое решение фотометрического парадокса: Вселенная конечна во времени (но может быть пространственно-бесконечной), скорость света также конечна и, следовательно, начиная с определенного расстояния, равного произведению возраста Вселенной на скорость света, свет более далеких звезд до нас еще не дошел и поэтому ночное небо остается темным.

В XIX веке решение Медлера не привлекло особого внимания. Единственным известным человеком, заметившим его, был Фридрих Энгельс. В своей «Диалектике природы» (1873–82, 1885–86 годы) он написал о приведенных выше словах Медлера как о «великолепном» возражении «против так называемого поглощения света», а предположение, «что только поглощение света способно объяснить темноту заполненного во все стороны на бесконечное расстояние светящимися звездами неба», Энгельс назвал «старомодным взглядом».

В 1895 году, после смерти Энгельса, рукопись «Диалектики природы» попала к его другу — Эдуарду Бернштейну, который ее, однако, не опубликовал. Возможной причиной этого был отзыв Эйнштейна, прочитавшего в 1924 году по просьбе Бернштейна рукопись Энгельса. К идее публикации «Диалектики» Эйнштейн отнесся в целом одобрительно, хотя, по его мнению, она не представляет особого интереса ни для физики, ни для истории физики.

Имя английского физика Уильяма Томсона, более известного как лорд Кельвин, знакомо практически каждому жителю Земли благодаря введенной им абсолютной шкале температуры — шкале Кельвина — и, соответственно, градусам Кельвина. Однако не это сделало его одним из самых выдающихся и авторитетных физиков XIX века. Как писал Эйнштейн, «одаренный богатой фантазией, редким умением применять математический аппарат и проникновенным умом, Томсон около 60 лет участвовал в развитии физики и различных отраслей техники, добыв множество результатов, сохранивших свое значение до сегодняшнего дня; немногие ученые были столь же плодотворны».

Работы Уильяма Томсона относятся к термодинамике, одним из основоположников которой он является, гидродинамике, электромагнетизму, упругости, математике. Очень много сделал Томсон в практической физике и в технике — он изобрел или улучшил множество приборов, вошедших во всеобщее употребление. К концу своей долгой жизни Томсон зарегистрировал 70 патентов и опубликовал более 600 научных работ. За деятельность, связанную с прокладкой трансатлантического кабеля, Уильям Томсон в 1866 году был возведен в дворянское достоинство, а в 1892 году королева Виктория пожаловала ему пэрство с титулом «барон Кельвин».

В 1884 году Уильям Томсон выступил в США с циклом лекций перед избранной аудиторией, состоявшей в основном из американских физиков. Позднее Томсон расширил и дополнил эти лекции, и они были изданы в 1904 году под названием «Балтиморские лекции». Однако еще раньше — в 1901 году — одна из лекций была опубликована как отдельная статья в «Philosophical Magazine». В этой статье Томсон проанализировал фотометрический парадокс в рамках модели свободной от поглощения, однородной статической Вселенной и предложил его первое количественное решение.

Сначала Томсон, используя подход, аналогичный описанному в п. 1.2, оценивает относительную долю небесной сферы α, закрываемую изображениями звезд, равномерно распределенных внутри сферы радиуса r :

В предыдущей главе, следуя хронологическому порядку, мы подошли к XX веку, в котором представления о структуре и эволюции нашей Вселенной изменились кардинальным образом. Для того чтобы продолжить обсуждение фотометрического парадокса, нам нужно познакомиться с основными элементами современной картины Вселенной. Эта картина достаточно сложна и поэтому мы остановимся лишь на основных ее чертах, опирающихся на наблюдения.

На рубеже XIX и XX веков окружающая человека Вселенная представлялась очень своеобразной. Согласно книге С. Ньюкомба и Р. Энгельмана «Астрономия в общепонятном изложении», «большинство звезд, видимых… в зрительную трубу, занимает пространство, имеющее вид более или менее округлого, сравнительно плоского слоя», «наше солнце с его планетной системою находится около центра описанного выше пространства», «по обе стороны области Млечного пути простирается область туманных пятен, в которой мы находим мало или вовсе не находим звезд, но встречаем много туманностей» (рис. 14). Природа «туманных пятен» оставалась неясной. С одной стороны, еще в XVIII веке начали догадываться, что они могут являться отдельными звездными островами или, говоря словами Вильяма Гершеля, иными «млечными путями». С другой стороны, некоторые «пятна» разрешались на звезды, в других было видно, что центральная звезда окружена туманной оболочкой и, кроме того, туманности отчетливо избегали плоскости Млечного Пути. Эти наблюдения свидетельствовали скорее о локальной природе «пятен», то есть о том, что они образуют особую подсистему, связанную с самим Млечным Путем. Кроме того, оставалась возможность, что часть «туманностей», действительно, связана с нашей Галактикой, а другая представляет собой далекие «млечные пути».

Рис. 14. Устройство видимой Вселенной по представлениям конца XIX-начала XX веков. Положение Солнца отмечено буквой «S». (Рисунок из книги С. Ньюкомба и Р. Энгельмана «Астрономия в общепонятном изложении», 1896, Санкт-Петербург: Издание К.Л. Риккера)

Для того чтобы выяснить природу слабых туманностей требовалось научиться оценивать их расстояния. В начале XX века этим пытались заниматься многие (например, Кнут Лундмарк, Гебер Кертис, Эрнст Эпик), но решающий шаг был сделан американским астрономом Эдвином Хабблом.

Эдвин Хаббл в 1910 году получил степень бакалавра наук в Чикагском университете (во время обучения он в основном интересовался математикой, астрономией и философией), а затем три года проучился в Оксфордском университете в Англии, став еще и бакалавром права. Однако на юридическую стезю Хаббл так и не вступил, поскольку зародившееся еще в детстве увлечение астрономией привело его в 1914 году в Йеркскую обсерваторию Чикагского университета. Во время Первой мировой войны Хаббл два года прослужил в армии. Демобилизовавшись, он принял предложение Джорджа Хейла — первого директора обсерватории Маунт Вилсон — и с 1919 года стал сотрудником этой обсерватории.

В итоге нужный человек оказался в нужном месте в нужное время. Известный американский астроном Мил-тон Хьюмасон, работавший в то время в обсерватории ночным ассистентом, так вспоминал о Хаббле, начавшем работу на Маунт Вилсон: «Уверенность и энтузиазм… были обычными для него при решении всех своих проблем. Он твердо знал, что хотел делать и как это выполнить». Что же касается места и времени, то совсем недавно — в ноябре 1917 года — в обсерватории вступил в строй крупнейший в мире 100-дюймовый телескоп-рефлектор. Столь удачное сочетание исследователя, полного новых идей и желания их реализовывать, и уникального инструмента не могло не привести к выдающимся результатам.

Одним из таких результатов стало обнаружение Хабблом осенью 1923 года переменных звезд в галактике M 31 (туманность Андромеды), а затем в NGC 6822 и в M 33 (туманность Треугольника). Некоторые из этих переменных оказались цефеидами[10] — замечательными звездами, для которых в начале XX века была установлена четкая зависимость между периодом колебаний блеска (P) и светимостью (L). Тем самым цефеиды дают возможность оценить расстояние до них — построив кривую блеска звезды, можно найти период колебаний, а затем, зная как у таких звезд связаны P и L, можно найти истинную светимость, а сравнивая наблюдаемый блеск цефеиды и L, находим расстояние.

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.

Рис. 17. Александр Александрович Фридман (1888–1925)

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».

Это, действительно, было очень непросто. Прежде, чем были получены первые результаты, Слайфер в течение нескольких лет экспериментировал со спектрографом и с фотоэмульсиями, пытаясь повысить эффективность наблюдений слабых объектов. Кроме того, наблюдения приходилось проводить с многочасовыми экспозициями, которые иногда растягивались на несколько ночей — на день пластинка плотно закрывалась в спектрографе, а следующей ночью наблюдения галактики возобновлялись. Дополнительную сложность придавало то, что телескоп, который использовал Слайфер, не был снабжен точной системой ведения, позволяющей автоматически удерживать в центре поля зрения объект, непрерывно меняющий свое положение из-за суточного вращения небесной сферы. Это означало, что длительные наблюдения на нем превращались почти в пытку — астроном ни на минуту не мог отвлечься от процесса наблюдений, так как ему все время приходилось вручную подправлять положение телескопа. (На вопрос, как он выдерживал столь утомительные наблюдения, Слайфер в шутку отвечал, что он «прислонялся к телескопу».)

Ученик Хаббла Алан Сендидж позднее охарактеризует подобные наблюдения так: «Наблюдения у телескопа, даже в наилучших условиях, утомительны. В худшем случае может быть холодно и тоскливо[11]…»

1915 год: Весто Слайфер публикует оценки лучевых скоростей для 15 туманностей. За исключением Андромеды и ее спутника, все остальные объекты демонстрируют смещение линий в красную область спектра, означающее их удаление от нас с типичными скоростями, достигающими нескольких сотен км/с. Максимальная измеренная скорость составляет +1100 км/с у NGC 4594.

В ноябре этого же года Альберт Эйнштейн завершает создание общей теории относительности (ОТО), ставшей основой релятивистской космологии.

1916 год: Джордж Паддок из Ликской обсерватории публикует анализ лучевых скоростей туманностей по данным Слайфера. В своем анализе он учел возможность того, что вся система известных туманностей удаляется, причем не только от нас, но и друг от друга. Для этого он впервые ввел в рассмотрение «К-член» — систематическую добавку к скорости, положительное значение которой означает расширение системы туманностей. (Сейчас «К- член» знаком нам под названием «красное смещение».) Формальное решение, найденное Паддоком, свидетельствовало о реальности такого расширения.

1917 год: Весто Слайфер довел число спиральных туманностей с измеренной скоростью до 25. В своей статье он отмечает, что средняя скорость туманностей составляет 570 км/с, что примерно в 30 раз превышает среднюю скорость движения звезд. Большие положительные скорости «подразумевают, что туманности удаляются со скоростью около 500 км/с». Далее он пишет: «Это может означать, что спиральные туманности разлетаются, однако их распределение на небе не согласуется с этим, поскольку они имеют тенденцию к образованию скоплений».

В этом же году Альберт Эйнштейн публикует первую космологическую модель, основанную на ОТО. Модель Эйнштейна — это пространственно-замкнутая, однородная и изотропная статическая Вселенная. Предположение об однородности и изотропности (сейчас оно называется космологическим принципом ) было введено из соображений простоты, так как оно сильно упрощает решение уравнений. Статичность же модели тоже казалась вполне естественной: «Самое важное из всего, что нам известно из опыта о распределении материи, заключается в том, что относительные скорости звезд очень малы по сравнению со скоростью света. Поэтому я полагаю, что на первых порах в основу наших рассуждений можно положить следующее приближенное допущение: имеется координатная система, относительно которой материю можно рассматривать находящейся в течение продолжительного времени в покое». (Замечательные слова! Эйнштейн использует максимально осторожные формулировки — «на первых порах» и «приближенное допущение», — формально допуская возможность, как бы она ему и ни была неприятна, и нестационарных решений.) Напомню также, что в 1917 году истинная природа «туманностей» еще не была надежно установлена, и Вселенная считалась состоящей из звезд.

Пытаясь создать стационарную модель Вселенной, Эйнштейн столкнулся с тем, что ему необходимо чуть модифицировать свои уравнения поля, введя в них неизвестную фундаментальную константу Λ (ее также называют космологической постоянной). Если Λ>0, то учет соответствующего члена в уравнениях эквивалентен некоторому отталкиванию, противодействующему гравитационному притяжению обычного вещества. Вспомним «непрерывное чудо» («а continual miracle»), которое потребовалось Ньютону, чтобы предотвратить гравитационный коллапс его Вселенной (см. предыдущую главу). С поправкой на более чем двухсотлетнее развитие науки Λ-член Эйнштейна играет роль ньютоновского «чуда»!

Вскоре после публикации работы Эйнштейна, в том же 1917 году, голландский астроном Биллем де Ситтер (рис. 18) нашел решение обобщенных, то есть содержащих Λ-член, уравнений Эйнштейна для пустой (плотность обычного вещества ρ = 0) Вселенной. Вселенная де Ситтера — это пустой, искривленный, замкнутый мир, равномерно заполненный гипотетической антигравитирующей средой, ответственной за Λ-член Эйнштейна. В этом странном мире де Ситтер обнаружил интересный эффект — Вселенная в целом остается статической, однако «частота колебаний света уменьшается с удалением от начала координат. Линии в спектрах очень далеких звезд и туманностей должны, следовательно, быть систематически смещены в красную область, приводя к росту кажущейся положительной радиальной скорости». Здесь речь идет именно о «кажущейся» скорости — красное смещение будет присутствовать в спектрах даже покоящихся относительно наблюдателя объектов, причем величина этого смещения будет пропорциональна квадрату расстояния.

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.

Почему все так уверены, что Вселенная действительно расширяется? В научной литературе реальность расширения уже почти не обсуждается, так как профессиональные ученые, знающие проблему во всей ее полноте, в этом практически не сомневаются. Активные обсуждения этого вопроса часто вспыхивают на разного рода интернет-форумах, где представители так называемой «альтернативной науки» (в противовес «ортодоксальной») снова и снова пытаются «изобрести велосипед» и найти другое, не связанное с удалением объектов, объяснение наблюдаемому в спектрах галактик красному смещению. Такие попытки, как правило, основаны на незнании того, что, помимо красного смещения, есть и другие свидетельства в пользу реальности космологического расширения. Строго говоря, стационарность Вселенной была бы гораздо большей проблемой для науки, чем ее расширение!

Современная наука представляет собой плотно сотканную ткань взаимосвязанных результатов или, если угодно, постоянно строящееся здание, из основания которого уже нельзя вытащить ни один из кирпичей без того, чтобы все здание не рухнуло. Расширение Вселенной и созданная на его основе картина строения и эволюции Вселенной и составляющих ее объектов — один из таких базовых результатов современной науки.

Но сначала несколько слов о недоплеровской интерпретации красного смещения. Вскоре после открытия зависимости z от расстояния возникла — и это вполне естественно — идея, что красное смещение может быть связано не с удалением объектов, а с тем, что по пути от далеких галактик часть энергии фотонов теряется и, следовательно, длина волны излучения увеличивается, оно «краснеет». Приверженцами такой точки зрения были, к примеру, один из основоположников астрофизики в России А. А. Белопольский, а также Фриц Цвикки — один из самых нестандартно мыслящих и плодотворных астрономов XX века. К подобному объяснению z время от времени склонялся и сам Хаббл. Вскоре, однако, выяснилось, что подобные процессы потери энергии фотонами должны сопровождаться размыванием изображений источников (чем дальше галактика, тем сильнее размытие), что не наблюдалось. Другой вариант этого сценария, как было показано советским физиком М. П. Бронштейном, предсказывал, что эффект покраснения должен быть разным в разных частях спектра, то есть он должен зависеть от длины волны. К началу 60-х годов XX века развитие радиоастрономии закрыло и эту возможность — для данной галактики величина красного смещения оказалась не зависящей от длины волны. Знаменитый советский астрофизик В. А. Амбарцумян еще в 1957 году резюмировал ситуацию с разными вариантами интерпретации красного смещения таким образом: «Все попытки объяснить красное смещение каким-либо механизмом, отличным от принципа Доплера, окончились неудачей. Эти попытки вызывались не столько логической или научной необходимостью, сколько известным страхом… перед грандиозностью самого явления…».

Рассмотрим теперь несколько наблюдательных тестов, поддерживающих картину глобального космологического расширения Вселенной. Первый из них был предложен еще в 1930 году американским физиком Ричардом Толменом. Толмен обнаружил, что так называемая поверхностная яркость объектов будет вести себя по-разному в стационарной и в расширяющейся Вселенной.

Поверхностная яркость — это просто энергия, излучаемая единицей площади объекта в единицу времени (например, за секунду) в каком-нибудь направлении или, более точно, в единице телесного угла. В стационарной Вселенной, в которой причиной красного смещения является какой-то неизвестный закон природы, приводящий к уменьшению энергии фотонов по пути к наблюдателю («старение» или «усталость» фотонов), поверхностная яркость объекта должна уменьшаться пропорционально величине 1 + z . Это означает, что, если галактика находится на таком расстоянии, что для нее z = 1, то она должна выглядеть в два раза тусклее по сравнению с такими же галактиками вблизи нас, то есть при z = 0.

В расширяющейся Вселенной зависимость яркости (имеется в виду болометрическая, то есть полная, просуммированная по всему спектру, яркость) от красного смещения становится гораздо сильнее — она спадает как (1 + z )⁴. В этом случае объект с z = 1 будет выглядеть уже не в 2, а в 16 раз более тусклым. Причиной столь сильного падения яркости является то, что, помимо уменьшения энергии фотонов из-за красного смещения, при реальном удалении галактик начинают работать дополнительные эффекты. Так, каждый новый фотон, испускаемый далекой галактикой, будет добираться до наблюдателя с все большего расстояния и тратить на дорогу все большее время. Интервалы между приходами фотонов возрастут и, значит, за единицу времени на приемник излучения будет попадать меньше энергии и наблюдаемая нами галактика будет казаться слабее. Кроме того, в случае реального расширения зависимость углового размера галактики от z будет другой, чем для стационарной Вселенной, что также приводит к изменению ее наблюдаемой поверхностной яркости.

Тест Толмена выглядит очень простым и наглядным — действительно, достаточно взять два сходных объекта на разных красных смещениях и сравнить их яркости. Однако технические сложности его осуществления таковы, что применить этот тест смогли лишь относительно недавно — в девяностых годах XX века. Сделал это ученик и последователь Хаббла знаменитый американский астроном Алан Сендидж[13]. Совместно с разными коллегами Сендидж опубликовал целую серию статей, в которых он рассмотрел тест Толмена для далеких эллиптических галактик.

Эллиптические галактики примечательны тем, что они относительно просто устроены. В первом приближении их можно представить как гигантские конгломераты родившихся практически одновременно звезд, имеющие сглаженное, без каких-либо особенностей, крупномасштабное распределение яркости (ярчайшие галактики на рис. 16 относятся как раз к этому типу). У эллиптических галактик существует простое эмпирическое соотношение, связывающие воедино их основные наблюдательные характеристики — размер, поверхностную яркость и разброс скоростей звезд вдоль луча зрения. (При определенных допущениях это соотношение является следствием предположения об устойчивости эллиптических галактик.) Разные двумерные проекции этой трехпараметрической зависимости также показывают хорошую корреляцию например, существует зависимость между размером и яркостью галактик. Значит, сравнивая эллиптические галактики одного характерного линейного размера на разных z, можно реализовать тест Толмена.

Примерно так и действовал Сендидж. Он рассмотрел несколько скоплений галактик на z ~ 1 и сравнил поверхностные яркости наблюдаемых в них эллиптических галактик с данными для подобных галактик вблизи нас. Для корректности сравнения Сендиджу пришлось учесть ожидаемую эволюцию яркостей галактик за счет «пассивной» эволюции составляющих их звезд, однако эта поправка в настоящее время определяется вполне надежно. Результаты оказались однозначными — поверхностная яркость галактик изменяется пропорционально 1/(1 + z )4 и, следовательно, Вселенная расширяется. Модель стационарной Вселенной со «стареющими» фотонами не удовлетворяет наблюдениям.

Еще один интересный тест был также предложен очень давно, а реализован лишь относительно недавно. Фундаментальным свойством расширяющейся Вселенной является кажущееся замедление времени у далеких объектов. Чем дальше от нас в расширяющейся Вселенной находятся часы, тем медленнее, как нам кажется, они идут — на больших z длительность всех процессов кажется растянутой в (1 + z ) раз (рис 22). (Этот эффект подобен релятивистскому замедлению времени в специальной теории относительности.) Поэтому, если найти такие «часы», которые можно наблюдать на больших расстояниях, то можно непосредственно проверить реальность расширения Вселенной.

Рис. 22. Импульсы, испущенные далеким объектом на красном смещении z с интервалом в 1 секунду, доберутся до нас с интервалами 1 + z секунд.

В 1939 году американский астроном Олин Вилсон опубликовал заметку, в которой он отметил удивительное постоянство формы кривых блеска сверхновых звезд (см. пример кривой блеска сверхновой Тихо Браге на рис. 4, а также рис. 23) и предложил использовать эти кривые в качестве «космологических часов». Вспышка сверхновой — это один из самых мощных катастрофических процессов во Вселенной. В ходе такой вспышки звезда со скоростью ~ 10⁴ км/с сбрасывает оболочку с массой, сравнимой с массой Солнца. При этом звезда становится ярче в десятки миллионов раз, и в максимуме блеска она способна затмить всю галактику, в которой она вспыхнула. Столь яркий объект, естественно, виден на очень больших, космологических расстояниях. Как можно использовать кривые блеска сверхновых в качестве «часов»? (Их можно использовать и в качестве «стандартной свечи», но об этом я расскажу чуть позже.) Во-первых, не все сверхновые одинаковы по своим наблюдательным проявлениям и по кривым блеска. Их делят на два типа (I и II), а те в свою очередь подразделяют на несколько подтипов. В дальнейшем мы будем обсуждать только кривые блеска сверхновых типа Ia. Во-вторых, даже у этого типа звезд кривые блеска на первый взгляд выглядят очень разнообразными и совсем не очевидно, что с ними можно сделать. Например, на рисунке 23 показаны наблюдаемые кривые блеска нескольких близких сверхновых типа Ia. Эти кривые довольно сильно отличаются: например, светимости показанных на рисунке звезд в максимуме блеска различаются почти в три раза.

Рис. 23. Кривые блеска SN Ia: на верхнем рисунке показаны наблюдаемые кривые, на нижнем они сведены в одну с учетом корреляции между формой кривой блеска и светимостью сверхновой в максимуме. По горизонтальной оси отложены дни после максимума блеска, по вертикальной — абсолютная звездная величина (мера светимости). По данным проекта Calan-Tololo Supernova Survey

Ситуацию спасает то, что разнообразие форм наблюдаемых кривых блеска подчиняется четкой корреляции: чем ярче SN в максимуме, тем более плавно затем спадает ее яркость. Эта зависимость была открыта советским астрономом Юрием Псковским еще в 1970-х годах и позднее — уже в 1990-х — была подробно изучена другими исследователями. Оказалось, что с учетом этой корреляции кривые блеска SN Ia удивительно однородны (см. рис. 23) — например, разброс светимостей SN Ia в максимуме блеска составляет лишь около 10 %! Следовательно, изменение блеска у SN Ia может рассматриваться как стандартный процесс, длительность которого в локальной системе отсчета хорошо известна. Использование этих «часов» показало, что у далеких сверхновых (сейчас обнаружено уже несколько десятков SN с z > 1) изменения видимого блеска и спектра замедлены на множитель (1 + z ). Это является непосредственным и очень сильным аргументом в пользу реальности космологического расширения. Еще одним аргументом является согласие возраста Вселенной, получаемого в рамках модели расширяющейся Вселенной, с возрастом реально наблюдаемых объектов. Расширение означает, что с течением времени расстояния между галактиками увеличиваются. Мысленно обратив этот процесс вспять, мы приходим к выводу, что это глобальное расширение должно было когда-то начаться. Зная текущий темп расширения Вселенной (он определяется значением постоянной Хаббла) и баланс плотностей составляющих ее подсистем (обычное вещество, темная материя, темная энергия), можно найти, что расширение началось примерно 14 миллиардов лет назад. Значит, мы не должны наблюдать в нашей Вселенной объекты с возрастом, превышающим эту оценку.

Но как можно найти возраст космических объектов? По-разному. Например, с помощью радиоактивных «часов» — методами ядерной космохронологии, которые позволяют оценивать возраст объектов путем анализа относительной распространенности изотопов с большими периодами полураспада. Изучение содержания изотопов в метеоритах, в земных и лунных породах показало, что возраст Солнечной системы близок к 5 млрд лет. Возраст Галактики, в которой находится наша Солнечная система, конечно, больше. Его можно оценить по времени, которое необходимо для образования наблюдаемого в Солнечной системе количества тяжёлых элементов. Расчеты показывают, что синтез этих элементов должен был продолжаться в течение ~ 5 млрд лет до образования Солнечной системы. Следовательно, возраст окружающих нас областей Млечного Пути близок к 10 млрд лет.

Другой способ датирования Млечного Пути основан на оценке возраста составляющих его старейших звезд и звездных скоплений. Этот метод основан на теории звездной эволюции, хорошо подтвержденной разнообразными наблюдениями. Результат этого подхода — возраст различных объектов Галактики (звезд, шаровых скоплений, белых карликов и пр.) не превышает ~10–15 млрд лет, что согласуется с современными представлениями о времени начала космологического расширения.

Возраст других галактик определить, конечно, сложнее, чем возраст Млечного Пути. У далеких объектов мы не видим отдельные звезды и вынуждены изучать лишь интегральные характеристики галактик — спектры, распределение яркости и пр. Эти интегральные характеристики складываются из вкладов огромного числа составляющих галактики звезд. Кроме того, наблюдаемые характеристики галактик сильно зависят от наличия и распределения в них межзвездной среды — газа и пыли. Все эти трудности преодолимы и современные астрономы научились восстанавливать истории звездообразования, которые должны были привести к наблюдаемым в настоящее время интегральным характеристикам галактик. У галактик разных типов эти истории различны (например, эллиптические галактики возникли в ходе мощной одиночной вспышки звездообразования много миллиардов лет назад, в спиральных галактиках звезды рождаются и в настоящее время), однако не обнаружено галактик, начало звездообразования в которых превышало бы возраст Вселенной. Кроме того, наблюдается вполне определенный, ожидаемый для реально расширяющейся Вселенной, тренд — чем дальше по z мы забираемся во Вселенную, то есть переходим к все более ранним этапам ее эволюции, тем, в среднем, более молодые объекты мы наблюдаем.

Важными аргументами, поддерживающими расширение Вселенной, являются также существование реликтового излучения, наблюдаемое увеличение его температуры с ростом красного смещения, а также содержание элементов во Вселенной, но об этом я расскажу чуть позже. Закончить же свой рассказ я хочу, быть может, самым наглядным свидетельством расширения Вселенной — изображениями далеких галактик (см. пример на рис. 24).

Одними из самых эффектных результатов работы космического телескопа «Хаббл» (Hubble Space Telescope), несомненно, являются замечательные картинки разнообразных космических объектов — туманностей, звездных скоплений, галактик и пр. Наблюдениям из космоса не мешает земная атмосфера, размывающая изображения, и поэтому снимки HST примерно в десять раз более четкие, чем наземные. На этих очень четких снимках (их угловое разрешение составляет около 0.″1) в 1990-х годах впервые удалось детально рассмотреть структуру далеких галактик. Как оказалось, далекие галактики не похожи на те, что мы наблюдаем около нас. С ростом красного смещения увеличивается доля асимметричных и неправильных галактик, а также галактик в составе взаимодействующих и сливающихся систем: если при z = 0 к таким объектам можно отнести лишь несколько процентов галактик, то к z = 1 их доля возрастает до ~ 30–40 %.

Рис. 24. Фрагмент Сверхглубокого поля космического телескопа «Хаббл» (размер изображения 30″ × 30″)· Большинство видимых на рисунке галактик имеют z ~ 0.5 ÷ 1, то есть они относятся к эпохе, когда Вселенная была примерно вдвое моложе.

Почему это происходит? Простейшее объяснение связано с расширением Вселенной — в более ранние эпохи взаимные расстояния между галактиками были меньше (при z = 1 они были в два раза меньше) и, следовательно, галактики должны были чаще возмущать друг друга близкими прохождениями и чаще сливаться. Этот аргумент не является столь однозначным, как упомянутые раньше, однако он наглядно свидетельствует о вполне определенной, соответствующей картине расширяющейся Вселенной, эволюции свойств галактик со временем. Итак, расширение Вселенной подтверждается разнообразными, совершенно не связанными друг с другом, независимыми наблюдательными тестами. Кроме того, нестационарность Вселенной неизбежно возникает и при теоретических исследованиях ее структуры и эволюции. Все это позволило знаменитому советскому физику-теоретику Якову Зельдовичу еще в начале 1980-х годов заключить, что теория Большого взрыва, основой которой является расширение Вселенной, «столь же надежно установлена и верна, сколь верно, что Земля вращается вокруг Солнца. Обе теории занимали центральное место в картине мироздания своего времени, и обе имели много противников, утверждавших, что новые идеи, заложенные в них, абсурдны и противоречат здравому смыслу. Но подобные выступления не в состоянии препятствовать успеху новых теорий».

Итак, наша Вселенная расширяется. Однако что это означает? Есть ли центр, из которого началось расширение, и где он находится? Что было до начала этого расширения? Что находится вне Вселенной — ведь она должна расширяться во что-то? Эти и подобные им вопросы часто возникают при первом знакомстве с космологией.

Скажу сразу, что такие вопросы в их простейшей формулировке лишены смысла и они, как правило, основаны на сравнении процесса расширения Вселенной с обычным взрывом. Стивен Хокинг предложил такую аналогию: почти в любом месте на Земле вопрос о том, что находится к северу от него, имеет смысл, но в точке Северного полюса этот вопрос становится бессмысленным. Так и разговор о структуре и рождении Вселенной в терминах непосредственного житейского опыта также не имеет смысла.

Слово «взрыв» появилось в названии стандартной космологической модели уже довольно давно. Весной 1949 года знаменитый английский астрофизик Фред Хойл выступил на радио ВВС с серией научно-популярных передач об астрономии и, рассказывая о модели расширяющейся Вселенной, впервые назвал ее знаменитым сейчас термином «Большой взрыв» — «Big Bang». (На самом деле слово «Bang» правильнее переводить с английского как «удар», «стук», звук удара или взрыва — «бац», «бабах».) Возможно, Хойл вложил в эти слова иронический смысл, так как он был противником стандартной космологии и автором собственной теории стационарной Вселенной, возможно, он просто хотел, чтобы слушатели лучше представили себе эту модель, но, как бы то ни было, вскоре это название стало практически синонимом теории расширяющейся Вселенной. Не исключено, что не вполне корректный перевод введенного Фредом Хойлом термина нанес больше вреда пониманию модели расширяющейся Вселенной для русскоязычных любителей астрономии, чем его — Хойла — критика теории Большого взрыва!

Дело в том, что расширяющаяся Вселенная не является результатом «взрыва» в обычном понимании. Расширение при взрыве любого взрывчатого вещества происходит из-за разности давления продуктов взрыва и окружающей среды (например, воздуха). В эволюционирующей Вселенной никаких градиентов давления нет. При обычном взрыве всегда можно локализовать его центр, кроме того, всегда можно указать, куда разлетаются остатки взрыва. В расширяющейся Вселенной нет ни центра, ни стандартно трактуемого окружающего пространства. Эдвард Харрисон сформулировал это так: «вселенная не в пространстве, она содержит пространство». Так как можно представить себе расширение Вселенной?[14]

По-видимому, самая популярная аналогия, хотя, как и любая аналогия, не вполне точная, была предложена еще в 1930 году Артуром Эддингтоном. В статье, посвященной обсуждению устойчивости замкнутой космологической модели Эйнштейна, он сравнил процесс расширения с раздуванием резинового шара, причем галактики и все другие объекты находятся на поверхности этого шара (рис. 25). Очевидно, что по мере раздувания шара галактики будут удаляться друг от друга, причем в каждой точке поверхности шара будет казаться, что все объекты удаляются именно от этого места. Тем самым, центр расширения резинового «пространства» будет находиться вне этого «пространства».

Рис. 25. Модель расширения Вселенной в виде раздувающегося воздушного шарика. При раздувании шара расстояния между галактиками увеличиваются, хотя сами галактики остаются неподвижными по отношению к сопутствующей, расширяющейся вместе с шариком, системе координат (вертикальные и горизонтальные линии на шарах). Размеры самих галактик также не меняются в ходе расширения Вселенной (рисунок из статьи Линевивера и Дэвис (2005))

Другая наглядная модель расширения Вселенной — это кусок обыкновенного теста с вкрапленными в него изюминками. По мере разбухания теста изюминки (галактики) начинают удаляться друг от друга, однако по отношению к окружающему тесту (пространству) изюминки никуда не двигаются. Отсутствует и центр расширения — если не рассматривать области вблизи границы куска, то «разбегание» изюминок можно обнаружить в каждой точке теста. По-другому представил себе расширяющуюся Вселенную американский художник Джосайя Мак-Илхени (рис. 26). В его скульптуре (!), вдохновленной беседами с известным космологом Девидом Вайнбергом, сам момент начала космологического расширения скрыт центральной алюминиевой сферой. Эта сфера изображает так называемую поверхность последнего рассеяния (см. следующий параграф), из которой в разных направлениях торчат стержни. Стержни — это не траектории частиц, это визуализация времени: длина стержней служит мерой времени, прошедшего после начала расширения. Стержни имеют разную длину, и их концах закреплены стеклянные диски, изображающие галактики и их скопления, а также лампочки (квазары). При продвижении от центра скульптуры к ее краям происходит эволюция свойств космических объектов — растут размеры галактик и скоплений, появляются эллиптические галактики (стеклянные шарики), яркость и частота встречаемости лампочек меняются в соответствии с наблюдаемой эволюцией свойств квазаров. Стоя возле этой скульптуры, можно читать лекции по космологии и эволюции галактик!

Рис. 26. «An End to Modernity» — скульптура, иллюстрирующая эволюцию нашей Вселенной (©Мак-Илхени 2005). Photo courtesy the artist Collection Tate Modern, London, United Kingdom

Вернемся снова к расширению Вселенной. При описании обычного взрыва мы можем говорить о скорости разлета его продуктов по отношению, например, к центру взрыва. В случае расширения Вселенной на больших — космологических — расстояниях понятия скорости и расстояния теряют свою однозначность, становятся модельно зависимыми. Поэтому для описания расширения астрономы используют величину, легко определяемую из наблюдений, — красное смещение (z) в спектрах галактик.

Рис. 27. Формирование красного смещения (λ₀ — длина волны, испущенная удаляющимся из-за расширения Вселенной источником; λ — длина волны этого же объекта при наблюдениях с Земли)

В рамках стандартных представлений красное смещение возникает из-за расширения Вселенной — в процессе распространения в расширяющемся пространстве длины волн фотонов непрерывно растут (рис. 27). Этот рост пропорционален так называемому масштабному фактору R (t), который характеризует изменение со временем (t) пространственных расстоянии в однородно расширяющейся Вселенной:

где R (t) — масштабный фактор в настоящую эпоху, а R (t₀) — значение этого фактора в более раннюю эпоху t₀, когда был испущен регистрируемый в настоящее время фотон.

Несколько числовых примеров. Как видно из приведенной выше формулы, красному смещению, равному 1, соответствует отношение масштабных факторов, равное 2, что означает, что при z = 1 расстояния между несвязанными гравитационно объектами были в 2 раза меньше. Кроме того, длина волны излучения, распространяющегося от галактики с z = 1, увеличилась к настоящему времени в 2 раза. По сравнению с эпохой, когда z было равно 9, расстояния увеличились в 10 раз, в 10 раз увеличились и длины волн детектируемого на Земле излучения.

Связь между временем и красным смещением нелинейная, и зависит от принятой модели Вселенной. Так, в рамках современных представлений нашей эпохе (z = 0) соответствует время после начала космологического расширения, равное примерно 14 млрд лет. Возраст Вселенной при z = 1 равен примерно 6 млрд лет, то есть нас от той эпохи отделяют почти 8 млрд лет. К z = 9 — примерно на этом красном смещении сейчас наблюдаются самые далекие галактики — Вселенная расширялась лишь около 500 млн лет.

Раньше в научно-популярной литературе было принято характеризовать далекие квазары и галактики скоростью, с которой они удаляются от нас. Например, рассказывая об удаленном квазаре, авторы, чтобы поразить воображение читателя, писали, что он удаляется от нас со скоростью, составляющей 90 % скорости света. Для расчета скорости, как правило, использовали релятивистскую, то есть полученную в рамках специальной теории относительности, формулу для эффекта Доплера. Такой подход, конечно, не верен. Во-первых, эта формула применима лишь для отклонений от глобального космологического расширения (например, для описания пекулярных, вызванных взаимодействием друг с другом, скоростей галактик) и она не подходит для описания глобального расширения. В случае расширяющейся Вселенной связь между z и скоростью выражается более сложным образом, чем по формуле для эффекта Доплера. Во-вторых, как обычно считается, увеличение длин волн при космологическом расширении — это вообще не эффект Доплера в его классическом понимании.

Остановлюсь на последнем утверждении чуть подробнее. Обычный, знакомый со школы, эффект Доплера — это изменение длины волны фотона, излученного источником, движущимся в обычном пространстве, в «жесткой» системе координат. При этом скорость фотона по отношению и к источнику излучения, и к наблюдателю равна скорости света и, кроме того, с испущенным фотоном по пути до наблюдателя ничего не происходит. В расширяющемся пространстве фотон движется со скоростью света относительно той точки, в которой он находится, но из-за глобального расширения каждая такая точка непрерывно удаляется от наблюдателя. Изменение длины волны фотона происходит непрерывно на протяжении всего пути до наблюдателя (рис. 27), так что итоговое красное смещение является кумулятивным эффектом. Можно, упрощая, сказать, что в обычном эффекте Доплера объекты перемещаются в пространстве, а при формировании космологического красного смещения объекты никуда не двигаются, а расширяется само пространство между ними, включая распространяющееся в нем излучение.

В относительно небольших областях пространства, в которых расширение происходит с малыми относительными скоростями (Δz ≤ 0.1), связь космологического z и скорости совпадает с формулой для классического эффекта Доплера. Поэтому в астрономии и возникла отчасти неудачная традиция оперировать скоростями удаления галактик, что имеет смысл лишь для v << c, и для простоты говорить о красном смещении как об эффекте Доплера. Корректнее этот эффект называть, скажем, космологическим эффектом Доплера[15].

Таким образом, наблюдаемое в спектрах галактик красное смещение имеет, по меньшей мере, две составляющие — космологическое z, вызванное расширением Вселенной, и классическое доплеровское, связанное с упоминавшимися чуть ранее пекулярными скоростями галактик из-за их взаимодействия друг с другом. (Конечно, вклад в красное смещение дают лишь радиальные составляющие этих скоростей.) Пекулярные скорости галактик, как правило, малы (сотни — тысячи км/с) и поэтому их вклад в итоговое красное смещение далеких галактик незначителен. Есть еще один — третий — фактор, влияющий на наблюдаемое z, — гравитационное красное смещение, связанное с «покраснением» фотонов, удаляющихся от массивных объектов. В большинстве случаев вклад этого эффекта также мал по сравнению с глобальным расширением.

Существование и свойства так называемого реликтового излучения (в англоязычной литературе принято название «космическое микроволновое фоновое излучение» или просто CMBR) — краеугольный камень современной космологии. Именно открытие этого излучения в середине 1960-х годов привело к всеобщему признанию теории Большого взрыва. Предсказание реликтового излучения связано с именем русского, а впоследствии американского, физика Георгия Гамова — свою научную карьеру он начал в России, а затем в 1934 году навсегда перебрался в США (рис. 28). Однако у этого открытия была и предыстория.

Рис. 28. Георгий Антонович Гамов (1904–1968)

В мае 1931 Жорж Леметр опубликовал небольшую заметку, в которой он попытался впервые рассмотреть самые ранние стадии образования Вселенной с точки зрения физики. Он предположил, что Вселенная родилась при взрыве, понимаемом, по-видимому, буквально, сверхплотного «первичного атома» (при этом сразу вспоминается «Первичная Частица» Эдгара По). Этот первичный атом представляет по Леметру гигантское, размером в несколько астрономических единиц, атомное ядро с огромным атомным номером и массой, равной массе Вселенной. Атом неустойчив, и за счет «сверхрадиоактивности» он начал распадаться «на все меньшие и меньшие атомы». Леметр предположил, что остатки этого первичного радиоактивного взрыва наблюдаются до сих пор в виде так называемых космических лучей — потоков частиц высокой энергии, приходящих со всех направлений из космического пространства. Эти идеи Леметра не привлекли особого внимания и не получили развития. Сама концепция расширяющейся Вселенной в те годы еще только складывалось, а уж наблюдаемый в настоящее время некий «реликт» ранних стадий ее эволюции казался полной фантастикой.

Еще один классик космологии — Ричард Толмен — в 1930-х годах ввел идею термодинамической истории расширяющейся Вселенной и рассмотрел поведение излучения при расширении. Он показал, что, если во Вселенной есть излучение со спектром, соответствующим спектру излучения абсолютно черного тела, то такое излучение в ходе расширения будет остывать, сохраняя свой черно-тельный характер.

В 1940-х годах к космологии обратился Георгий Гамов. Его интерес к расширяющейся Вселенной был не случаен — в 1920-х годах он слушал лекции А. А. Фридмана в Ленинградском университете и еще в те годы планировал заняться релятивистской космологией. Гамов был очень необычным человеком и еще более необычным ученым. О нем написано много воспоминаний и книг, в его честь продолжают собираться конференции, как в России, так и за рубежом. Лучше всего, наверное, о нем скажут приводимые ниже высказывания его коллег и учеников.

Станислав Улам, знаменитый американский математик польского происхождения, писал: «Воистину „трехмерный“ человек, он источал энергию, был полон жизни… любил анекдоты и коварные шутки, которым мог отдаваться, не зная меры…

Банах как-то сказал мне: „Хорошие математики видят аналогии между теоремами или теориями, а лучшие математики видят аналогии между аналогиями“. У Гамова эта способность усматривать аналогии между моделями, описывающими физические теории, проявлялась с поразительным размахом. Было удивительно наблюдать, как при тех невиданно сложных и крайне труднопостигаемых уровнях, на которых применялась нами математика, он мог заходить так далеко в использовании интуитивных образов и аналогий, черпая их из исторических и даже художественных сопоставлений».

Эдвард Теллер, «отец американской водородной бомбы», вспоминал, что идеи Гамова были фантастичными. Иногда правильными, чаще неправильными, но всегда интересными. Он также написал, что, когда он думает о Гамове, он думает о простых, красивых и ведущих к цели физических идеях.

Вера Рубин, одна из пионеров исследования скрытой массы в галактиках, в начале 1950-х годов была аспиранткой Гамова. Она отмечала, что Гамов был далеко впереди астрономического общественного мнения, как, впрочем, и доступных астрономических данных. По ее мнению величайшее значение Гамова состояло в том, что он задавал пророческие, далеко идущие вопросы.

Роберт Херман (вскоре он появится на этих страницах) писал, что Гамов был одним из величайших физиков XX столетия, чей интуитивный гений часто превышал чисто технические способности развивать собственные идеи. По мнению Хермана, к сожалению, Гамов так и не получил при жизни то формальное признание, которое он заслуживал за многие выдающиеся, созидательные достижения.

Одним из таких достижений явилось создание теории горячего начала Вселенной. Для Гамова казалось очевидным, что Вселенная родилась из горячего и сверхкомпактного состояния. (Гамов считал, что эта идея принадлежит Фридману, однако сам Фридман в своих публикациях о температуре Вселенной нигде не упоминал.) Гамов предположил[16], что в ранней Вселенной в условиях гигантских плотностей и температур произошел синтез всех химических элементов. Он также понял, что ядерные реакции в ранней Вселенной протекали в сильно неравновесных условиях, причем в течение очень короткого времени, так как Вселенная стремительно расширялась и ее плотность и температура также стремительно падали. По сути, идея Гамова была почти правильной — космическая распространенность двух самых главных элементов — водорода и гелия — и в самом деле объясняется ядерными реакциями в ранней Вселенной, однако более тяжелые элементы синтезируются, как было выяснено позднее, в звездах, в процессе их эволюции. Развитие этих идей требовало проведения очень нелюбимых Гамовым сложных и громоздких расчетов и поэтому в 1946 году он подключил к работе по первичному нуклеосинтезу своего аспиранта Ральфа Альфера, а затем и молодого физика Роберта Хермана.

В 1948 году Гамов рассмотрел поведение вещества и излучения в расширяющейся Вселенной. На самой ранней стадии эволюции Вселенная состояла из смеси вещества и излучения, находившихся в термодинамическом равновесии при колоссальной температуре, причем плотность энергии излучения преобладала над плотностью вещества. По мере расширения плотности энергии излучения и вещества уменьшались, законы падения были разными (плотность излучения спадала быстрее), и поэтому должен был наступить момент, когда они — эти плотности — сравниваются. Эпоха, когда преобладание излучения над веществом сменяется доминированием вещества, имеет по Гамову очень важное космогоническое значение — только после этого момента возможно образование галактик за счет гравитационной неустойчивости материи. Гамов привел грубую, но верную по порядку величины, оценку температуры в переходную эпоху эволюции Вселенной: ~10³ К.

В своей работе Гамов использовал простые аппроксимации и приближенные оценки. Альфер и Херман к тому времени получили точные решения уравнений Фридмана для расширяющейся Вселенной и, узнав о результатах Гамова, поняли, что могут уточнить его оценки для переходной эпохи. Гамов помог быстрой публикации заметки своих учеников, и она вышла из печати всего через 2 недели после его собственной. Так появилась знаменитая работа Альфера и Хермана, важнейшим результатом которой стала первая оценка современной температуры заполняющего Вселенную реликтового излучения — 5 К. (В работе Гамова этой оценки не было — он оценил температуру излучения лишь в «демаркационную», переходную эпоху.)

Оценка температуры реликтового излучения была получена Альфером и Херманом на основе относительно громоздких вычислений. Гамов не любил длинных вычислений, кроме того, он, по-видимому, полагал, что столь фундаментальный результат можно получить проще — из общих соображений. Поэтому, к удивлению своих учеников, он в последующие годы неоднократно возвращался к оценке современной температуры реликтового излучения, применяя для этого столь любимые им простые соображения и приближенные формулы[17].

В 1953 году на основе общих формул космологической динамики он получил 7 К, а в 1956 году — 6 К. Учитывая уровень развития космологии 1940-1950-х годов, согласие с реальным значением (3 К) следует признать просто превосходным!

Итак, существование слабого «отблеска» Большого взрыва предсказано, но можно ли его обнаружить? Вопреки иногда встречающемуся мнению, пионеры понимали важность наблюдений реликтового излучения и даже предпринимали для этого некоторые шаги. Еще в конце 1940-х годов Альфер и Херман обсуждали этот вопрос с экспертами по радарам (при столь низкой температуре максимум излучения реликтового излучения должен был находиться в радиодиапазоне), но, очевидно, без успеха — в те годы радиоастрономия находилась еще в процессе становления! Как вспоминал Алан Сендидж, в середине 1950-х у него состоялся разговор с Джеймсом Фоллиным, который в то время сотрудничал с Альфером и Херманом. К своему удивлению Сендидж услышал, что они планируют использовать ракетные наблюдения для обнаружения предсказанного ранее «5 К» излучения. Сендидж, не очень поняв, о чем идет речь, не придал разговору особого значения. Как бы то ни было, к концу 1950-х годов у Гамова и его учеников изменились научные интересы, а их работы по первичному нуклеосинтезу и эволюции ранней Вселенной, и так не привлекшие особого внимания, были полностью забыты.

Дальнейшее хорошо известно и неоднократно описывалось в популярной литературе (см., например, «Первые три минуты» Стивена Вайнберга и книги И. Д. Новикова) в 1964 году сотрудники американской компании «Белл» Арно Пензиас и Роберт Вилсон[18], работая с 20-футовой рупорной радиоантенной (Холмдел, США), совершенно случайно открыли реликтовое излучение. Определенный драматизм их открытию придало то, что существование реликтового излучения было незадолго до этого переоткрыто в работах американских и советских теоретиков, причем по соседству — в Принстоне — для поиска этого излучения уже было начато сооружение специальной антенны. Кроме того, как это было осознано позднее, реликтовое излучение фактически уже было открыто раньше, но, к сожалению, не узнано как таковое!

Основными особенностями открытого Пензиасом и Вилсоном излучения были его удивительная изотропность (сигнал не зависел от направления антенны) и, как вскоре выяснилось в ходе новых наблюдений, чисто тепловой, соответствующий излучению абсолютно черного тела, спектр. Температура этого излучения составляла примерно 3 К, что хорошо согласовывалось с теоретическими расчетами ожидаемой в настоящую эпоху температуры. При такой температуре максимум излучения реликтового излучения приходится на длину волны около 2 мм (рис. 29).

Скрытая масса или, как ее часто называют, темная материя (в дальнейшем я буду использовать эти термины как синонимы, хотя это и не вполне правильно) — это почти святой Грааль современной астрономии. На протяжении нескольких столетий каждый уважающий себя рыцарь считал своим долгом отправиться на поиски чудодейственной чаши. Так и со скрытой массой — уже несколько десятилетий ее активно ищут, но до сих пор, несмотря на огромное количество косвенных свидетельств ее существования, она однозначно не идентифицирована.

Слово «темная» не означает, что эта материя и в самом деле темная, оно просто означает, что материя очень слабо излучает в оптическом диапазоне и ее до сих пор не удалось увидеть. Темное вещество пока что «скрыто» от современных методов наблюдений, и мы знаем о его существовании в основном по гравитационному влиянию этой материи на доступные наблюдениям объекты.

Формально говоря, история скрытой массы насчитывает уже не одно столетие. Например, в первой половине XIX века было обнаружено, что планета Уран двигается по своей орбите чуть-чуть неправильно, в ее движении присутствуют так называемые возмущения. Для объяснения этих неправильностей было выдвинуто предположение о существовании еще одной планеты Солнечной системы, которая своим притяжением возмущает орбиту Урана. Француз Урбен Леверье и англичанин Джон Адаме почти одновременно решили задачу о предсказании свойств и о местоположении новой планеты, и в 1846 году эта планета (Нептун) была обнаружена вблизи предсказанного места. Примерно в эти же годы немецкий астроном Фридрих Бессель заметил легкие периодические изменения координат ярчайшей звезды ночного неба — Сириуса. Бессель предположил, что у Сириуса есть невидимый спутник, который позднее был, действительно, открыт.

В обоих примерах была открыта «темная материя» — в первом случае в межпланетном пространстве (новая планета), во втором случае в межзвездном пространстве (новый тип звезд — белый карлик). Так и на больших масштабах скрытая материя, несомненно, будет открыта и отождествлена, тем более, что известно уже много кандидатов в то, чем она может быть. В дальнейшем речь пойдет о темном веществе на галактических и межгалактических масштабах, то есть о веществе, дающем очень большой вклад в полную плотность Вселенной.

Современная история изучения скрытой массы начинается в 1920–1930-х годах. В 1922 году Якубус Каптейн, а затем и Джеймс Джине, опубликовали исследования динамической структуры Млечного Пути, в которых они заключили, что в его диске присутствуют «темные звезды», чья масса превышает массу светящихся звезд. В этих же статьях, возможно, впервые появляется и термин «темная материя» («dark matter»). В 1932 году голландский астроном Ян Оорт также нашел, что наблюдаемых звезд недостаточно для объяснения вертикального ускорения звезд в Галактике, вследствие чего приходится предположить наличие темной материи вблизи галактической плоскости. Без этой материи получалось, что Млечный Путь должен быстро терять звезды. (Позднее оказалось, что результаты Оорта на самом деле не свидетельствовали о существовании в плоскости Галактики скрытой массы, так как на движение звезд влияет не только диск, но и протяженное и массивное гало Галактики.)

Первое свидетельство существования скрытой массы на внегалактических масштабах было получено в 1933 году Фрицем Цвикки, который рассмотрел радиальные скорости 8 галактик в скоплении Кома в созвездии Волосы Вероники. Наблюдаемый разброс скоростей оказался очень велик — около 1000 км/с. Из этого факта Цвикки заключил, что, если скопление в целом находится в равновесии, то есть не сжимается и не разлетается, то его полная масса должна быть примерно в 400 раз больше, чем звездная масса галактик скопления. (Цвикки использовал сильно завышенное значение постоянной Хаббла. При современном значении этой постоянной превышение массы составляет ~50 раз.) Цвикки написал, что, если этот результат будет подтвержден, то это будет означать удивительный вывод — в скоплении присутствует значительное количество темной материи. Через три года — в 1936 году — американский астроном Синклер Смит получил похожий результат для скопления галактик в Деве (это ближайшее к Млечному Пути скопление). Смит заключил, что в скоплении присутствует много межгалактического вещества. Эта вещество либо однородно распределено в пределах скопления, либо образует гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик.

В 1939 году Хорее Бэбкок опубликовал самую подробную к тому времени кривую вращения галактики туманность Андромеды (зависимость скорости вращения, измеряемой по доплеровскому смещению спектральных линий, от расстояния от центра). Кривая вращения оказалась необычной — на большом расстоянии от центра скорость вращения не спадала, как ожидалось, а оставалась высокой. (Почему это было необычно, я объясню чуть дальше.) Годом позже Ян Оорт обсудил кривую вращения галактики NGC 3115 и также заключил, что наблюдаемая скорость вращения внешних областей галактики не соответствует ожидаемой для случая, если вся масса галактики заключена в ее звездах. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся Второй мировой войной[22].

Прошло два десятка лет, и темная материя снова всплыла, но уже в совсем другом контексте. В 1959 году Кан и Вольтьер предположили, что сближение нашей Галактики и туманности Андромеды вызвано силами взаимного притяжения. Это дает возможность оценить их суммарную массу, которая оказалась в несколько раз большей, чем сумма индивидуальных масс. Кан и Вольтьер заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего газа, окружающих галактики.

В 1960–1970-е годы появились технические возможности для массового измерения протяженных кривых вращения галактик в оптике и по наблюдениям в линии HI (λ = 21 см). (Радиолиния атомарного водорода на 21 см является одной из самых популярных в астрономии. Излучение в этой линии обусловлено сверхтонким расщеплением основного уровня энергии атома водорода на два близких подуровня. По интенсивности этой линии можно оценивать распределение и массу нейтрального водорода в галактиках, а по ее профилю и по величине доплеровского смещения можно изучать их вращение.) Кроме того, начали появляться и теоретические аргументы в пользу существования массивных невидимых гало, окружающих галактики. С этого времени скрытая масса становится все более популярна и вездесуща — без ее привлечения сейчас не объяснить ни свойств отдельных галактик, ни их систем, ни крупномасштабную структуру Вселенной в целом. Далее я попытаюсь коротко суммировать основные астрономические свидетельства существования темной материи на разных масштабах.

Плоские кривые вращения — это самый известный и наиболее часто упоминаемый довод в пользу окружающих галактики массивных невидимых гало. Смысл этого довода очень прост. Рассмотрим какой-либо сферический объект (например, Солнце) и расположенный за его пределами небольшой спутник (например, планету), обращающийся вокруг него по круговой орбите под действием гравитации.

Тогда скорость этого спутника выражается хорошо известной со школы формулой: ν = √GM/r, где G — гравитационная постоянная, M — масса центрального объекта, а r — расстояние между центральным телом и спутником. Отсюда видно, что с удалением спутника его скорость должна уменьшаться как 1/√r . Например, мы знаем, что Земля движется вокруг Солнца по почти круговой орбите со скоростью 30 км/с. Юпитер находится от Солнца примерно в 5.2 раза дальше и, следовательно, скорость его движения по орбите в √5.2 = 2.3 раза меньше, чем у Земли, и равна 30/2.3 = 13 км/с. Чем дальше планета от Солнца — тем медленнее она движется.

Реальные галактики не являются, конечно, сферически-симметричными и у них отсутствует четкая граница. Тем не менее, приведенная выше формула для круговой скорости в первом приближении применима и для них, только вместо полной массы в нее надо подставить массу, заключенную в пределах орбиты спутника. Итак, на основе простых соображений можно ожидать, что спектральные наблюдения галактик будут показывать их вращение в пределах оптических изображений, а затем должен наблюдаться спад, пропорциональный 1/√r. В действительности все оказалось не так.

На рис. 32 представлена типичная кривая вращения спиральной галактики — она не показывает спад на периферии, а остается «плоской», то есть демонстрирует почти неизменную скорость, даже за пределами звездного диска!

Рис. 32. Наблюдаемая кривая вращения спиральной галактики NGC 3198 (штриховая линия). Две нижние непрерывные линии — кривые вращения звездного диска галактики и темного гало (ван Албада и др. 1985), Вдоль горизонтальной оси отложено расстояние до центра галактики в килопарсеках, вдоль вертикальной — скорость вращения в км/с.

Есть галактики, у которых плоская кривая вращения по радионаблюдениям в HI прослеживается до расстояний, в несколько раз превышающих размеры их звездных дисков. Если бы в галактиках были только звезды и немного газа, то скорость вращения должна была бы вести себя примерно как кривая «диск» на рисунке 32, — галактика закончилась на r ~10 кпк и далее круговая скорость должна быстро уменьшаться. Реальные скорости вращения на периферии большинства галактик остаются примерно постоянными, простейшим объяснением чего является наличие какого-то вещества, дающего большой вклад в полную массу галактик. На рисунке изображен вклад этого вещества (кривая «гало») в итоговую кривую вращения. Как видно на рисунке, гало из темной материи начинает заметно проявлять себя лишь на периферии звездного диска галактики и за его пределами.

Рисунок 32 иллюстрирует типичную кривую вращения спиральной галактики. Наблюдаются, конечно, и разнообразные отклонения, например, связанные с взаимодействием галактик друг с другом, но, в среднем, у большинства галактик скорость вращения не показывает уменьшения вплоть до последних доступных наблюдениям областей. Этот факт послужил одним из первых аргументов в пользу представления о том, что галактики погружены в массивные невидимые гало.

Каждая массивная галактика, вроде Млечного Пути или туманности Андромеды, окружена целой свитой карликовых галактик-спутников. Кроме того, к этой свите можно отнести и систему шаровых скоплений, — компактных и массивных звездных скоплений, содержащих ~ 10⁴–10⁶ звезд, — которая в нашей Галактике прослеживается вплоть до нескольких десятков килопарсеков от ее центра. Естественно, что и движение этой свиты, и структура составляющих ее небольших галактик и шаровых скоплений должны определяться массой центральной галактики — например, приливная сила со стороны Галактики ограничивает размер и меняет структуру звездной системы, обдирая ее внешние области.

Наблюдения показали, что для объяснения динамических и морфологических характеристик систем спутников нашей и других ближайших галактик необходимо допустить, что массы центральных галактик в несколько раз превышают массу их звезд.

Галактики часто образуют физические пары с галактиками сравнимой массы (в состав двойных систем входят ~10 % всех галактик), группы из нескольких объектов (рис. 33), а также скопления — гигантские конгломераты, содержащие сотни и тысячи членов (рис. 16, 34). Если предположить, что такие системы являются гравитационно-связанными, то, зная лучевые скорости их членов, можно оценить характерный разброс скоростей галактик и оценить полные массы этих систем. Именно так действовали Цвикки и Смит, впервые обнаружившие темную материю в скоплениях Кома и Дева.

В 1990-х годах сложилась довольно странная картина — хорошо видимые всем звезды оказались лишь небольшим «придатком» к таинственной скрытой массе, дающей основной вклад в плотность Вселенной, а полная, наблюдаемая по ее гравитационному влиянию, плотность вещества Вселенной (Ω = 0.2–0.3) в несколько раз меньше критической плотности. Однако обнаруженные примерно в это же время флуктуации реликтового излучения свидетельствовали, что полная плотность Вселенной должна быть близка к критической, то есть Ω = 1 (раздел 2.4). Еще одна парадоксальная вещь — возраст Вселенной для Ω = 0.2–0.3 получался равным примерно 11–12 млрд лет, что вступало в противоречие с возрастом старейших объектов нашей Галактики (например, шаровых скоплений).

Низкая наблюдаемая плотность Вселенной противоречила и взглядам многих теоретиков-космологов, активно развивающих представление об инфляции — особой стадии ранней эволюции Вселенной, в ходе которой она чрезвычайно быстро (за время ~10^-34 с) и сильно (в ~10⁴³ раз) расширилась. По окончании инфляции Вселенная разогрелась до очень высокой температуры, после чего наступила эпоха горячего Большого взрыва. Инфляция позволяла решить ряд проблем стандартной фридмановской космологии и, кроме того, она предсказывала, что средняя плотность Вселенной с большой точностью должна быть равна критической. Когда Алан Гут — один из создателей теории инфляции — узнал, что наблюдения свидетельствуют об Ω = 0.2–0.3, он заявил, что рано или поздно все устаканится и наблюдатели обязательно получат Ω = 1.

Каков же выход из этой ситуации? Что же пропущено во Вселенной? Из наблюдений было ясно, что это что-то не скучивается на масштабах скоплений галактик и ниже, иначе оно, подобно темной материи, было бы обнаружено по своему гравитационному влиянию. Значит, это что-то не является темной материей, и, с другой стороны, чтобы добрать плотность Вселенной до Ω = 1, этого что-то должно быть очень много — больше, чем темной материи и, естественно, гораздо больше, чем барионного вещества.

Если оглянуться на историю космологии, еще в 1917 году Эйнштейн через обобщение уравнений ОТО ввел во Вселенную некую новую сущность (раздел 2.1). Речь идет о его Λ-члене или о космологической постоянной, введение которой было равносильно признанию существования во Вселенной среды, создающей не притяжение, а отталкивание. Эта среда обладает энергией и плотностью и в принципе может давать заметный вклад в полную плотность Вселенной. Сам Эйнштейн, узнав о результатах Фридмана и Хаббла, от этого обобщения своих уравнений гравитации отказался, признав его, по свидетельству Гамова, своей самой большой ошибкой. (Вспомним, что он ввел этот член лишь для того, чтобы сделать свою модель Вселенной стационарной.) Но, как это иногда бывает, даже ошибки гениев могут оказаться важными достижениями науки.

В 1990-х годах несколько ученых попытались реанимировать Λ-член. Впрочем, о нем никогда, по сути, и не забывали, но он в качестве своего рода курьеза оставался на периферии внимания физиков. В 1995 году американские астрофизики Иеремия Острайкер и Пол Стейнхардт проанализировали разнообразные наблюдательные факты о Вселенной — оценки ее плотности, возраста объектов, реликтовое излучение — и пришли к выводу, что все они согласуются с ненулевой космологической постоянной, вклад которой в плотность Вселенной Ω_Λ = 0.65±0.1. Суммарная плотность Вселенной таким образом получается близкой к 1, что и требуется инфляцией и данными о реликтовом излучении. К относительно большой оценке величины космологической постоянной пришел на рубеже 1990-х годов и Стивен Вайнберг. Он воспользовался антропными соображениями (см. раздел 2.8) и заключил, что наблюдаемые свойства нашей Вселенной свидетельствуют о том, что вклад космологической постоянной может заметно превышать плотность обычной материи.

Были и другие исследователи, обсуждавшие возможность ненулевой космологической постоянной, но эти работы не привлекли в то время особого интереса. Тем большей неожиданностью для большинства физиков стало открытие в 1998 году двумя группами исследователей ускоренного расширения Вселенной, означавшего, что Λ > 0.

Формальная история этого открытия началась в 1988 году, когда под руководством Сола Перлмуттера (рис. 37) и Карла Пеннипакера в Национальной лаборатории Лоуренса в Беркли (США) была создана группа (ее сокращенное название SCP — Supernova Cosmology Project), основной целью которой было определение космологических параметров Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых типа Ia (см. раздел 2.2)[24].

Основная идея этого проекта состояла в том, что SN Ia обладают замечательным постоянством в максимуме блеска (см. рис. 23) и поэтому их можно использовать в качестве «стандартных свечей» — объектов, истинная мощность излучения которых известна, и которые, тем самым, можно использовать для точных оценок расстояний. Если пронаблюдать кривую блеска далекой сверхновой и найти ее видимую звездную величину в момент максимума блеска, то, сравнив эту величину с истинной светимостью, можно сразу найти расстояние до звезды. С другой стороны, расстояние до этой же звезды можно оценить по ее красному смещению и по задаваемой космологической модели. Сопоставив данные для множества сверхновых в широком диапазоне z , можно с разумной точностью оценить основные параметры Вселенной — значение постоянной Хаббла, плотность вещества, кривизну пространства.

Для того чтобы использовать сверхновую для космологических целей, нужно решить три наблюдательные задачи: 1) нужно ее обнаружить, 2) получить спектр и убедиться, что она относится к типу Ia, 3) построить кривую блеска, чтобы с хорошей точностью оценить ее блеск в максимуме. Открыть сверхновую можно и на небольшом телескопе, так как в максимуме блеска она может затмить излучение целой галактики, но вот для дальнейшего изучения потребуются крупные инструменты. И тут встает основная проблема — наблюдательное время на больших телескопах заказывается на полгода — год вперед, но ведь заранее никак не предугадать, когда же вспыхнет та сверхновая, для изучения которой этот инструмент понадобится! Блеск сверхновой нарастает очень быстро — если повезет, то до максимума блеска у наблюдателей есть лишь 1–2 недели, — и организовать за это время наблюдения на крупном телескопе почти невозможно.

Для решения этой проблемы Сол Перлмуттер предложил следующую стратегию. Вскоре после новолуния (Луна, засвечивая небо, делает невозможным наблюдения слабых далеких объектов) на относительно небольшом телескопе получают снимки нескольких десятков площадок на небе, включающих изображения множества галактик. Для увеличения числа объектов лучше наблюдать далекие скопления галактик. Затем, в начале следующего новолуния, то есть примерно через 3 недели, эти области снова наблюдают и с помощью автоматических процедур, сравнивающих изображения, выделяют появившиеся за это время точечные объекты. После исключения возможных дефектов изображений и следов космических частиц остаются кандидаты в сверхновые звезды. Эти кандидаты тут же начинают исследовать на крупном телескопе, время на котором было заранее заказано на нужные даты. Такой подход позволяет почти гарантированно, «по заказу» открывать новые сверхновые, причем, чем больше галактик попало в исследуемую область неба, тем больше вероятность открыть сверхновую.

Эффективность этой методики была наглядно продемонстрирована в 1992 году. Используя телескопы на Канарских островах (2.5-метровый телескоп для фотометрии площадок и 4.2-метровый — для спектроскопии), группа SCP открыла самую далекую на тот момент сверхновую на z = 0.458. С этим результатом «в кармане» группе стало легче добывать наблюдательное время на более крупных инструментах. Позднее поиск сверхновых производился на 4-метровых телескопах в Австралии и в Чили, а их спектральные наблюдения — на 10-метровом телескопе «Кеск». (С 1997 года κ наблюдениям подключился и космический телескоп «Хаббл».) В 1994 году у Перлмуттера и его команды были результаты наблюдений уже 7 открытых ими далеких сверхновых.

Надо заметить, что за последние сто лет специфика наблюдений на крупных оптических телескопах, да и работы астрономов в целом, изменилась очень сильно. Наблюдения уже не требуют таких подвигов, как во времена Слайфера (см. п. 2.1). Современный телескоп и его приборы — очень сложные устройства и астрономов, приезжающих на наблюдения в обсерваторию, обычно к ним даже не подпускают. Оптикой телескопов занимаются профессиональные оптики, аппаратурой — специалисты по приборам. Во время наблюдений астроном сидит в теплой комнате и следит за экранами мониторов — контролирует ход наблюдений, анализирует промежуточные результаты, принимает оперативные решения по изменению методики наблюдений. Зачастую автор наблюдательной задачи даже не приезжает в обсерваторию, так как он может принимать участие в наблюдениях по интернету, а вся работа телескопа обеспечивается сменным техническим персоналом или даже осуществляется полностью автоматически. В этих условиях основной ролью астронома является постановка интересной и осмысленной задачи, которую можно решить в ходе наблюдений.

Рис. 37. Сол Перлмуттер и Брайан Шмидт — организаторы групп, открывших в 1998 году ускоренное расширение Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых звезд. Фото с сайтов supernova.lbl.gov и msowww.anu.edu.au.

Нарисованная почти идеальная картина относится к наблюдениям на больших телескопах, у которых диаметр главного зеркала составляет несколько метров. На небольших инструментах место старой, «слайферовской» романтики, конечно, еще осталось — астроному приходиться проводить всю ночь под открытым небом, вручную управляя телескопом и его аппаратурой. Однако и эта специфика стремительно уходит из профессиональной астрономии, так как даже совсем маленькие телескопы все чаще строят полностью автоматизированными.

Еще одна особенность современной астрономии — огромное количество необработанного наблюдательного материала, накопленного в электронных архивах наземных и космических обсерваторий или полученного в ходе разнообразных цифровых обзоров неба. Этот материал доступен через интернет, и он позволяет решать многие задачи, вплоть до открытия объектов нового типа, без проведения новых наблюдений.

В 1994 году была создана HZT (High-Z Supernova Team) — вторая группа по поиску далеких сверхновых. (Одним из стимулов для ее создания послужили успехи SCP по обнаружению SN на больших z .) Руководителем группы стал Брайан Шмидт (рис. 37), незадолго до этого защитивший диссертацию по сверхновым в Гарварде. Подобно SCP, группа Шмидта была интернациональной — в нее входили исследователи из США, Австралии, Европы и Южной Америки. Наблюдательная стратегия ΗΖΤ была схожа со стратегией SCP, и ее первым громким результатом стало открытие в 1995 году самой далекой сверхновой на z = 0.479.

Любопытны высказывания Алексея Филиппенко об обеих конкурирующих группах. Филиппенко — известный американский специалист в области изучения сверхновых звезд — с 1993 по 1996 годы работал в составе SCP, а затем перешел в ΗΖΤ. Причиной для перехода послужило то, что в SCP ему работалось некомфортно. Главная причина дискомфорта — иерархическая структура SCP, подобная тем, что складываются у физиков при работе над большими проектами. Группа ΗΖΤ состояла в основном из астрономов, ее организация была более аморфной и поэтому голос каждого из участников с большей вероятностью мог быть услышан и принят во внимание. Оборотная сторона такой организации — в ΗΖΤ было много «генералов» и, к сожалению, мало «солдат». Филиппенко пишет, что существование двух групп с точки зрения науки оказалось очень полезным — работа пошла быстрее, а результаты стали более тщательно тестироваться в поисках возможных ошибок. Можно долго спорить о том, какой метод организации научных исследований лучше — иерархический, как в SCP, или «горизонтальный», как в ΗΖΤ, но факт остается фактом, что обе группы пришли к основным результатам практически одновременно.

Путь к открытию не был гладким и прямым. Первый подробный анализ космологических параметров по характеристикам далеких сверхновых был опубликован Перлмуттером и др. летом 1997 года. Этот анализ основывался на данных о 7 из примерно 30 открытых к тому моменту SN на z ~ 0.4. Данные свидетельствовали о том, что вклад «светящегося» и «темного» вещества составляет почти 90 % от критической плотности и, следовательно, если плотность Вселенной равна критической, то на долю Λ-члена почти ничего не остается. Формальная погрешность этого результата была очень велика, и результат мог рассматриваться лишь как сугубо предварительный. Последующее включение в рассмотрение только одной вновь открытой звезды с рекордным на тот момент красным смещением z = 0.83 существенно изменило результат в сторону уменьшения плотности вещества во Вселенной. Примерно в это же время (осенью 1997 года) группа ΗΖΤ проанализировала наблюдения четырех сверхновых, включая очередной рекордный объект на z = 0.97, и также получила низкую оценку плотности вещества. Однако эти ранние результаты были статистически недостоверными и не могли ничего доказать или опровергнуть.

В конце 1997 года обе команды активно анализировали накопленные данные. В ΗΖΤ были собраны наблюдения для 16 сверхновых типа Ia. Их окончательным анализом занимался Адам Раисе, который с 1996 года работал в Калифорнийском университете в качестве постдока Алексея Филиппенко. В декабре 1997 года стало совершенно ясно, что наблюдения приводят к очень странному выводу — если предположить, что Ω_Λ = 0, то суммарная плотность барионного и небарионного вещества (Ω_m), как следовало из формального решения, должна быть отрицательной, что, конечно, не имело смысла. Следовательно, космологическая постоянная должна быть больше нуля! Филиппенко пишет: «У меня отвисла челюсть, когда Адам показал мне построенную им диаграмму Хаббла[25] и вывод, что сверхновые на больших z примерно на 0.^m25[26] слабее, чем ожидается в модели Вселенной с низкой плотностью». Удивление Филиппенко объяснялось тем, что, если сверхновые выглядят слабее на четверть звездной величины, то, значит, они находятся от нас дальше, чем следовало из принимаемой в то время космологической модели. Простейшим объяснением этого факта является существование глобального отталкивания, антигравитации, введенной Эйнштейном в виде Λ-члена в свои уравнения, которое приводит к тому, что расширение Вселенной не замедляется под действием гравитации, а, наоборот, ускоряется. Члены ΗΖΤ не ожидали такого результата и настойчиво искали у себя ошибку. И тут до них стали доходить слухи, что группа Перлмуттера тоже обнаружила что-то странное!

В конце 1997 года у группы SCP накопились наблюдения примерно для четырех десятков далеких сверхновых. В октябре — ноябре участники SCP несколько раз представляли свои результаты на семинарах Калифорнийского университета. В частности, на этих выступлениях звучало, что для плоской Вселенной получается Ω_m ~ 0.3 и, соответственно, Ω_Λ ~ 0.7. Если же зафиксировать, что Ω_Λ = 0, то Ω_m < 0, что не имеет физического смысла. Эти результаты рассматривались членами SCP как сугубо предварительные и они, как и участники HZT, максимально тщательно перепроверяли свои результаты, стараясь убедить в первую очередь самих себя, что Вселенная, действительно, расширяется с ускорением.

Первый повод официально объявить об открытии ускоренного расширения Вселенной появился в самом начале следующего года. 8 января 1998 года на съезде Американского астрономического общества Сол Перлмуттер представил результаты своей группы для 40 сверхновых и указал на свидетельства в пользу ненулевой космологической постоянной. Перлмуттер подчеркнул предварительность этого заключения, а также то, что наблюдательные данные можно объяснить и без ускорения. Видимо поэтому представители прессы практически не обратили внимания на это выступление. Представители команды ΗΖΤ, конечно, присутствовали на съезде, но, поскольку ряд проверок все еще не был завершен, они решили пока не объявлять о своих результатах. Но, как написал Филиппенко, «члены ΗΖΤ не преминули заметить, что результаты SCP указывали на тот же вывод, что сделал Адам (Раисе) по данным ΗΖΤ».

К середине февраля обе группы были уже уверены в своих результатах. 18 февраля на конференции, посвященной изучению скрытой массы («Dark Matter 98», Marina Del Rey, California), прозвучали доклады, провозгласившие открытие ускоренного расширения. Сначала прозвучали доклады членов SCP Герсона Голдхабера и Сола Перлмуттера, а затем выступил Алексей Филиппенко, представивший результаты HZT. Обе группы пришли к одинаковому заключению — плотность вещества Вселенной составляет примерно 0.3 (в долях критической плотности) и Вселенная расширяется с ускорением, ответственным за которое является космологическая постоянная, причем ΩΛ ~ 0.7.

Подробная статья с описанием этих результатов командой ΗΖΤ была отправлена в печать в марте и опубликована в сентябре 1998 года. Члены SCP чуть задержались — их обобщающая публикация была готова осенью, а вышла лишь летом 1999 года. Впрочем, для приоритетных споров повода нет — результаты были получены и публично представлены практически одновременно.

Выборка команды SCP насчитывала 42 сверхновые, у группы HZT их было только 16, однако данные для этих звезд были более точными. В итоге результаты обеих групп обладали примерно одинаковой статистической значимостью, причем они были получены практически независимо друг от друга — группы почти не пересекались по составу (за очень редкими исключениями), выборки далеких SN Ia были разными (только две общие звезды), анализ данных производился независимо и разными методами. Хорошее согласие результатов двух групп заставило астрономическое сообщество серьезно воспринять их кажущийся фантастическим результат[27].

Рис. 38 показывает доступные в 1998 году данные двух групп. Разброс точек выглядит очень большим и кажется, что результат не очень надежен. Кроме того, слабым местом открытия являлось то, что потускнение сверхновых с расстоянием можно было объяснить, к примеру, эволюцией их максимальной светимости со временем, а также тем, что на их видимый блеск влияет поглощение пылью в межгалактической среде. Авторы все это прекрасно понимали и в последовавшие годы быстро наращивали наблюдательный материал и проводили разнообразные дополнительные проверки и исследования. Ни наличие пыли, ни возможная эволюция сверхновых, как оказалось, не влияют ощутимым образом на результаты. Кроме того, увеличение числа далеких SN Ia только повышало достоверность существования ускоренного расширения.

Итак, что же было открыто? Как я уже писал, далекие сверхновые оказались более слабыми по сравнению с тем, какими они должны быть во Вселенной с плотностью Ω ~ 0.3. Это означало, что они находятся от нас дальше, чем ожидалось. При полной плотности Ω ~ 0.3 Вселенная должна расширяться вечно, причем темп расширения должен постепенно замедляться. Наблюдения показали, что замедление происходит не так сильно, как ожидается для Ω ~ 0.3 и поэтому галактики со сверхновыми оказались от нас заметно дальше.

В предыдущих разделах я остановился на наиболее общих наблюдательных основах космологии, к которым можно отнести расширение Вселенной, реликтовое излучение, темную материю, ускоренное расширение. Это, конечно, далеко не все, что можно было обсудить. Например, я почти не писал о первичном нуклеосинтезе, предсказания которого подтверждают картину Большого взрыва, и о крупномасштабной структуре Вселенной, свойства которой также согласуются с этой картиной. К фундаменту космологии можно отнести и основную тему этой книги — факт, что ночное небо является темным, но к этому я снова вернусь в последней главе.

Попробуем восстановить основные черты эволюции Вселенной и ее характеристики. При этом под Вселенной, как и везде в этой книге, я буду подразумевать конкретный объект — расширяющийся пузырек пространства-времени, возникший около 14 млрд лет назад. Слово Вселенная я всегда пишу с большой буквы, имея в виду что она, возможно, не является единственной, и что существует бесчисленное множество других вселенных, подобно тому, как за пределами нашей Галактики существуют миллиарды других галактик (см. следующий параграф).

Итак, соберем воедино кусочки мозаики и представим себе портрет окружающей нас Вселенной. Сначала о том, что видно, то есть о распределении галактик. На относительно небольших масштабах их распределение сильно неоднородно — яркие галактики окружены свитами из карликовых галактик, галактики часто образуют пары и группы, существуют гигантские конгломераты галактик — скопления и, наконец, на масштабах десятков мегапарсеков наблюдаются сверхскопления, волокна (филаменты) и пустоты (войды) (рис. 41). Что же дальше? Есть ли во Вселенной более крупные образования? Нет, как показывают наблюдения, по мере роста масштаба усреднения распределение галактик становится все более и более однородным. (Напомню, что сильнейшим аргументом в пользу глобальной однородности Вселенной является также удивительная изотропия реликтового излучения, характеризующего распределение плотности во Вселенной при z ~1000.) Об этом же свидетельствуют и теоретические работы, посвященные моделированию образования структур во Вселенной.

Рис. 41. Крупномасштабное распределение 62 559 галактик (точки) в двух узких (толщиной 3°) конических разрезах по данным обзора 2dF. Земля находится в центре рисунка, вдоль радиуса отложено красное смещение, максимальному z соответствует расстояние около 1 гигапарсека. (Рисунок с сайта www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/)

На рис. 42 в качестве примера показаны результаты численных расчетов формирования крупномасштабной структуры Вселенной в рамках стандартной космологической модели, учитывающей вклад Λ-члена и скрытой массы (так называемая Λ-CDM модель). Эти, и другие подобные им, расчеты стартуют с исходно почти однородного распределения скрытой массы, прослеживают рост индивидуальных сгущений темной материи — темных гало, затем рассматривается, как эти гало нагребают газ из окружающего пространства, в них стартует процесс рождения звезд и, наконец, «вылупляется» звездная галактика. Отдельные этапы этого процесса поняты, конечно, еще плохо, но в целом в этом сценарии удается хорошо воспроизвести как особенности пространственного распределения (наличие структур на небольших масштабах, крупномасштабную однородность), так и удовлетворительно описать свойства самих галактик. Естественно, сравнение наблюдений (рис. 41) и расчетов (рис. 42) осуществляется не просто разглядыванием картинок (они, действительно, похожи), а детальным математическим анализом.

Рис. 42. Крупномасштабное распределение галактик в современную эпоху по данным численных расчетов (Шпрингел и др. 2005). Размер показанной области составляет примерно 0.5 гигапарсека.

Основные характеристики Вселенной суммированы в следующей таблице. Таблица 1. Основные характеристики Вселенной

Таблица основана на результатах семилетней работы космической обсерватории WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), наблюдавшей реликтовое излучение, в сочетании с данными по барионным акустическим флуктуациям (см. предыдущий раздел) и по космологическим сверхновым. Насколько точны эти числа? Формальная точность очень высока. Например, значение постоянной Хаббла в современную эпоху оценивается с точностью около ± 1 км/с/Мпк, остальные характеристики также известны с погрешностью в несколько процентов. Лет 20–30 назад это показалось бы просто фантастикой — например, значение H₀ у разных авторов в те годы варьировалось от 50 до 100 км/с/Мпк, да и оценки других параметров различались в разы. Один из наиболее интересных параметров — это, конечно, полная плотность Ω, поскольку она определяет геометрию Вселенной. Как видно из таблицы, плотность вещества Ω_m = Ω_b + Ω_dm равна 0.28, плотность темной энергии составляет 0.72 и Ω равна 1.00 (вкладом остальных ингредиентов Вселенной, например, излучения, можно пренебречь). Точность определения Ω все время растет и по современным оценкам отличие Ω от единицы не превышает 1–2 процента, так что нашу Вселенную с большой точностью можно считать плоской (кривизна пространства близка к нулю).

Рис. 43. Относительный состав Вселенной (в процентах от критической плотности)

На рис. 43 интегральный состав Вселенной для наглядности изображен в виде круговой диаграммы. Этот рисунок в сочетании с таблицей и с рис. 40 позволяет сделать несколько общих заключений. Во-первых, как уже не раз говорилось, основной вклад в Ω дает не обычное вещество, изучаемое учеными уже много столетий, и даже не скрытая масса, известная уже несколько десятилетий, а нечто, о чем сейчас не известно почти ничего — темная энергия. Обычное вещество, гравитирующее согласно закону всемирного тяготения, дает лишь относительно небольшой вклад в полную плотность, а доминирующая составляющая Вселенной обладает антитяготением. Во-вторых, мы живем в особое время эволюции Вселенной. Доминирование темной энергии началось по космическим меркам относительно недавно (рис. 40), и с этого времени замедляющееся расширение Вселенной сменяется расширением с ускорением. В-третьих, будущее Вселенной будет определяться темной энергией. Ее усиливающееся влияние начнет постепенно, в течение миллиардов лет, подавлять формирование структур (скоплений галактик, групп и пр.) — сначала на больших, а затем и на все меньших и меньших масштабах. Усиливающийся разгон материи темной энергией приведет к тому, что через многие десятки миллиардов лет Вселенная будет выглядеть очень скучной — в ней на огромных расстояниях друг от друга будут разбросаны стремительно удаляющиеся друг от друга темные галактики, состоящие из потухших, проэволюционировавших звезд.

Размер наблюдаемой части Вселенной превышает 10 гигапарсеков. Это выглядит парадоксальным, поскольку за время жизни Вселенной свет может успеть пройти лишь 14 млрд световых лет и поэтому кажется, что ее размер не может превышать эту величину. Однако Вселенная расширяется и поэтому, если мы наблюдаем изображение предельно далекой галактики с z =10 (после Большого взрыва к этому времени прошло лишь около 500 млн лет), то за время, пока ее излучение добиралось до нас, Вселенная очень сильно увеличилась в размерах и расстояние до галактики составило уже около 30 млрд световых лет или 10 Гпк. Расстояние до сферы последнего рассеяния, из которой мы наблюдаем фотоны реликтового излучения, равно 14 Гпк.

В качестве характерного размера Вселенной можно также взять, например, хаббловское расстояние lH, то есть такое расстояние, при котором скорость расширения Вселенной равна скорости света. Если расстояние от нас превышает lH, то скорость удаления объекта превышает скорость света, а, значит, мы никогда не сможем достичь этой галактики. Используя закон Хаббла, можно оценить, что lH = с/Н₀ = 4300 Мпк. Этому расстоянию соответствует красное смещение z ~ 1.5, а объекты с z > 1.5 для нас принципиально недостижимы. Может показаться странным, что мы видим излучение от столь быстро — со скоростью, превышающей с, — удаляющихся объектов. Противоречия здесь нет — фотон, странствуя от такой сверхсветовой галактики, будет по пути к нам входить в области пространства, удаляющиеся от нас со все меньшей и меньшей скоростью и, наконец, начнет приближаться.

Вселенная содержит ~10¹¹ галактик, каждая галактика состоит из 10¹⁰–10¹¹ звезд, следовательно, полное число звезд во Вселенной достигает 10²¹–10²² штук. Много это или мало? В столовой ложке воды более 10²³ молекул, так что такую жидкую «Вселенную галактик» можно проглотить одним глотком. Полная масса Вселенной в пределах lH составляет ~ 10⁵⁶ г или примерно 10⁸⁰ масс протона.

Вынесенная в эпиграф фраза появилась в самом конце знаменитой книги Стивена Вайнберга «Первые три минуты». Это замечание неоднозначно и существует множество его толкований[30]. Воспользовавшись многозначностью этой фразы, я вложу в нее свой смысл: чем более подробно и детально мы изучаем Вселенную, тем менее понятно, почему она именно такая, а не иная. Но об этом в следующем параграфе.

Как мы увидели в предыдущем параграфе, наша Вселенная — довольно странное место. Действительно, ее крупномасштабные характеристики выглядят произвольными — почему, например, в ней именно столько темной материи и темной энергии, почему барионное вещество — это лишь небольшая «примесь» к другим ее составляющим, почему она столь велика или, в зависимости от вкуса, столь мала? Подобных вопросов можно задавать много. Кажется естественным, что рано или поздно мы должны узнать ответы, например, построив некую фундаментальную теорию, в которой все особенности Вселенной будут объяснены, так сказать, «из первых принципов». Однако уже сейчас существует подход, называемый антропным принципом, позволяющий ответить на подобные вопросы. С выводами, следующими из антропного принципа, можно не соглашаться, однако они, несомненно, очень интересны.

Давайте представим себе, что мы находимся в далеком прошлом, когда не было известно о существовании других звезд и планет. Проницательный исследователь, размышляя об окружающем его мире, мог бы обратить внимание на то, что этот мир удивительно комфортен для человека[31].

Эти удобства можно перечислять долго — например, на Земле тепло, полно пищи, легко найти естественные укрытия от непогоды и от разнообразных опасностей, реки и моря дают возможности для далеких путешествий. Если не считать, что все это кем-то создано специально для человека, то можно сделать вывод, что существует огромное количество других миров с самыми разнообразными температурными режимами и условиями для жизни, а мы живем в том мире, где условия для нас подходят.

Возможно, отчасти подобная логика привела ряд античных философов к выводу о множественности других, в том числе обитаемых, миров. Например, в III в. н. э. Ипполит так описывает взгляды философа-атомиста Демокрита: «Миры бесконечны по числу и отличаются друг от друга по величине. В одних из них нет ни солнца, ни луны, в других — солнце и луна большие, чем у нас, в третьих — их не по одному, а несколько. Расстояния между мирами не одинаковые; кроме того, в одном месте миров больше, в другом — меньше… В одном месте миры возникают, в другом — идут на убыль… Некоторые из миров лишены животных, растений и какой бы то ни было влаги».

В неподходящих условиях жизнь просто не появилась бы, и не было бы наблюдателей, рассуждающих о комфортности окружения. Создание гелиоцентрической системы, превратившее Землю в рядовую планету, а также открытие в последние годы огромного числа планет у других звезд, — все это подтвердило приведенные выше рассуждения.

Теперь вместо Земли рассмотрим Вселенную — насколько она уютна для нашего существования? Оказывается, очень! Самые разнообразные ее характеристики замечательным образом «подогнаны» для того, чтобы могла существовать жизнь, подобная земной. Например, все знают, что в нашем мире 3 пространственных измерения. Это не случайно. Как показал еще в начале XX века Пауль Эренфест, только в трехмерном мире возможно существование устойчивых планетных орбит и устойчивых атомов. Маленькое изменение массы электрона или разности масс протона и нейтрона привело бы к тому, что атом водорода стал бы нестабилен и основным веществом во Вселенной стали бы атомы гелия. Эволюция звезд радикально изменилась бы, и возникновение жизни стало бы невозможно. В физике еще много других эффектных примеров зависимости нашего мира от «шевеления» фундаментальных констант. Например, сильное увеличение скорости света приведет к тому, что при фиксированной энергии фотона, задаваемой разностью энергий атомных уровней, его импульс уменьшится, длина волны увеличится, изменится сечение рассеяния фотонов электронами. В итоге фотоны практически перестали бы взаимодействовать с веществом и, как пишет российский физик Л. Б. Окунь, «не было бы ни Солнца, ни электрической лампочки, чтобы светить, ни глаза, чтобы видеть».

Итогом подобного анализа является заключение, что наш мир имеет относительно небольшой запас прочности по отношению к изменению фундаментальных констант. Размышляя, подобно нашему древнему мыслителю, о «комфортности» Вселенной, можно сделать простой вывод — возможно, существует очень большая последовательность вселенных, в которых реализуются самые разнообразные наборы физических констант, и мы живем в той из них, в которой условия благоприятны для появления жизни земного типа. Это утверждение, по сути, почти тривиальное, и есть антропный принцип. На самом деле существуют десятки вариантов формулировки принципа, но в дальнейшем я буду иметь в виду лишь эту.

Антропный принцип обычно связывают с именем английского астрофизика Брэндона Картера. В 1974 году он предложил это название для утверждения, что то, что мы ожидаем получить из наблюдений, должно удовлетворять условиям, необходимым для присутствия человека в качестве наблюдателя. Скажем, мы не можем ожидать, что получим из наблюдений, что нейтрон в два раза легче протона, поскольку это противоречит существованию атомов и молекул и, следовательно, жизни нашего типа. Картеру принадлежит удачное название, однако он не был первооткрывателем самого принципа. В разном обличье эти соображения высказывались и использовались задолго до него. Например, Эдгар По использовал сходные рассуждения для обоснования большого размера и возраста Вселенной (см. предыдущую главу). Дух антропного принципа можно усмотреть и в построениях Людвига Больцмана, описавшего огромную Вселенную, в которой то тут, то там возникают гигантские статистические флуктуации, условия в которых очень сильно отличаются от средних. Если в какой-либо флуктуации существуют мыслящие существа, то они обнаружат, что их существование связано с крайне маловероятными условиями, сложившимися в пределах флуктуации и сильно отличающимися от окружающих областей Вселенной. В 1960-е годы четкие формулировки антропного принципа высказали советский космолог А. Л. Зельманов и американец Роберт Дикке.

Что нам дает антропный принцип? Как ни странно, у столь общего утверждения, есть вполне конкретные достижения. Например, я уже упоминал, что Стивен Вайнберг задолго до результатов групп Перлмуттера и Шмидта использовал его для обоснования большого значения космологической постоянной. Замечательным применением антропного принципа (по крайней мере так об этом пишут во многих учебниках по космологии) считают и предсказание Фредом Хойл ом в 1953 году существования энергетического уровня ядра углерода с энергией возбуждения 7.65 МэВ. Без этого уровня углерод образовывался бы в звездах гораздо менее эффективно, и наша Вселенная была бы столь им бедна, что возникновение жизни на основе углерода стало бы невозможным. Примерно через неделю после этого предсказания уровень возбуждения 7.65 МэВ был действительно открыт в эксперименте! Еще одним предсказанием антропного принципа может считаться и существование Мультивселенной[32] — совокупности огромного количества вселенных, в каждой из которых реализуется свой набор значений физических констант.

Мультивселенная — концепция довольно старая. Например, что-то подобное можно найти у Эдгара По в «Эврике»: «существует некая беспредельная последовательность Вселенных, более или менее подобных той, о которой мы имеем осведомленность…», «не имея доли в нашем происхождении, они не имеют доли в наших законах. Ни они не притягивают нас, ни мы их… Между ними и нами… нет влияний взаимных…». Своего рода Мультивселенной является и упоминавшийся выше мир Больцмана, состоящий из огромного числа отдельных «вселенных-флуктуаций».

Мультивселенная — благодатное поле деятельности и для писателей-фантастов, герои произведений которых часто скачут из вселенной во вселенную на суперзвездолетах (иногда, правда, авторы путают галактики и вселенные). Кстати, одно из первых художественных описаний своеобразной Мультивселенной было дано знаменитым польским писателем Станиславом Лемом в «Новой космогонии» (1971 год). «Новая космогония» — это речь вымышленного лауреата Нобелевской премии Альфреда Тесты, в которой он описывает Вселенную, разбитую на отдельные «ячейки». Внутри ячеек существуют «различные разновидности физики» и «цивилизации могли возникнуть лишь в немногих очагах, значительно удаленных друг от друга». Собственно фантастика начинается дальше, когда Теста описывает эволюцию такой Вселенной как своего рода состязание или игру сверхцивилизаций, возникших в некоторых из ячеек, по переделке законов физики внутри своих ареалов обитания и во Вселенной в целом.

Все написанное выше можно отнести к общим рассуждениям. Есть ли какие-нибудь физические основания в поддержку существования Мультивселенной? Первые свидетельства такой возможности появились в теории инфляции. Эта теория возникла на рубеже 1970–1980-х годов усилиями ряда российских и зарубежных физиков-теоретиков (Алексей Старобинский, Андрей Линде, Алан Гут и др.). К этому времени в космологии накопился ряд проблем, неразрешимых в рамках стандартной фридмановской космологии. Например, каким образом во Вселенной установилось однородное и изотропное распределение материи на больших масштабах, почему разные, очень далеко разнесенные и причинно не связанные области Вселенной имеют одинаковые свойства, почему глобальная геометрия нашего мира близка к евклидовой? Теория инфляции успешно разрешила эти и другие проблемы фридмановской космологии, но, естественно, породила новые.

Основой теории инфляции является представление о существовании так называемого скалярного поля — особого вида материи, обладающего огромной плотностью и отрицательным давлением. Отрицательное давление означает, что эта среда порождает мощные силы гравитационного отталкивания. Скалярное поле испытывает квантовые флуктуации и в нем возникают области с большими значениями поля, которое начинает вести себя как космологическая постоянная и которое приводит к возникновению быстро расширяющихся областей.

В самом начале эволюции нашей Вселенной, еще до стадии Большого взрыва, был период такого сверхбыстрого ускоренного расширения (или раздувания) — инфляции. Инфляция длилась ~10^-34 с, и за это время размер флуктуации вырос в огромное, невообразимое число раз. В некоторых вариантах теории этот рост составляет 10^{10 10} раз! В итоге, в конце инфляционной стадии исходная флуктуация плотности, имевшая так называемый планковский масштаб (~10^-33 см), вырастает до колоссальных размеров, во много раз превышающих размер доступной наблюдениям современной Вселенной. Это объясняет однородность и изотропию, а также плоскую геометрию Вселенной — она представляет собой лишь крошечную часть чего-то гораздо большего, подобно тому, как небольшой участок поверхности огромного шара в первом приближении можно считать плоским, хотя сам шар, естественно, сильно искривлен.

В конце инфляции скалярное поле распадается, энергия поля переходит в энергию обычного вещества и возникает то, что уже знакомо по космологии Фридмана, — расширяющийся по инерции (начальные скорости расширения сформировались в конце стадии инфляции) сверхплотный сгусток элементарных частиц. Тем самым, можно сказать, что стадия инфляции подготавливает горячий Большой взрыв, создавая высокотемпературную плазму и заставляя новорожденную Вселенную расширяться (рис. 44). Или, другими словами, расширение Вселенной — следствие условий, сложившихся по окончании стадии инфляции, а сама инфляция — следствие определенных свойств скалярного поля. В настоящую эпоху Вселенная начинает потихоньку разгоняться под действием другого скалярного поля — того, что выше обсуждалось под названием «темная энергия»[33].

Рис. 44. Основные этапы эволюции нашей Вселенной: Вселенная возникла в ходе квантовой флуктуации скалярного поля почти 14 млрд лет назад, затем последовала фаза инфляции, примерно через 400 000 лет после начала сформировалось наблюдаемое сейчас реликтовое излучение, первые звезды и галактики начали образовываться через несколько сотен миллионов лет и, наконец, несколько миллиардов лет назад торможение расширения Вселенной начало постепенно сменяться ускоренным расширением под влиянием темной энергии. (Рисунок с сайта map.gsfc.nasa.gov.)

Представим себе, что скалярное поле неоднородно и его плотность случайным образом меняется, тогда в тех областях, где поле большое, начинается инфляция и возникают, по словам А. Линде, «острова в первичном хаосе» — другие вселенные. Следовательно, в таком варианте инфляционной теории мы естественным образом приходим к картине Мультивселенной, в которой наша Вселенная — лишь одна из многих. Вот как об этом написал сам автор модели хаотической инфляции Андрей Линде: «В результате квантовых скачков скалярных полей вселенная оказывается разделенной на бесконечное множество экспоненциально больших областей с различными законами физики при малых энергиях. Каждая из этих областей настолько велика, что практически может рассматриваться как отдельная вселенная: существа, ее населяющие, будут жить экспоненциально далеко от ее границ, и потому никогда ничего не узнают о существовании других „вселенных“ с другими свойствами».

Итак, из приведенного выше упрощенного описания следует, что возникновение Вселенной и Мультивселенной объясняется свойствами предшествующего им скалярного поля. Скалярное поле — это простейший вариант поля. Оно характеризуется единственным значением какой-либо величины в каждой точке, причем значение этой величины может меняться от места к месту и со временем. Примерами скалярного поля являются распределения температуры или высот над уровнем моря по поверхности Земли. Согласно современным представлениям, Вселенная заполнена рядом скалярных полей, задающих вакуум, а также массы частиц и то, как они взаимодействуют. Говоря об этих полях, сложно не вспомнить апейрон античных философов!

Однако не является ли введение этого поля неким произволом и не подобраны ли его свойства искусственным образом так, чтобы объяснить рождение вселенных? Даже если это и так, ничего плохого в этом нет, так как гипотеза о скалярном поле позволяет единообразным образом объяснить очень широкий круг явлений. Однако скалярные поля известны в физике уже давно — они естественным образом возникают «на кончике пера» теоретиков. Например, один из столпов Стандартной модели физики элементарных частиц — модель Вайнберга-Салама — основывается на существовании особого скалярного поля, поля Хиггса, которое отвечает за появление массы у фундаментальных частиц, таких как кварки и электроны. Механизм появления массы можно представить, например, как движение пловца в бассейне — вода (поле Хиггса) сопротивляется движению пловца, и это сопротивление ощущается как масса. Важное уточнение — поле Хиггса, в отличие от воды, сопротивляется только ускоренному движению. Частица, двигающаяся через это поле с постоянной скоростью, не тормозится, торможение начнется лишь при попытке ускорить или замедлить ее движение. Те частицы, которые сильно взаимодействуют с полем Хиггса, являются тяжелыми, слабовзаимодействующие — легкими. Фотон проходит через это поле без сопротивления, и он не имеет массы. Бозоном Хиггса (или просто частицей Хиггса) называют квант поля Хиггса[34].

Стандартная модель успешно подтверждена множеством экспериментов и единственное оставшееся неподтвержденным предсказание — существование бозона Хиггса — в скором времени может быть проверено на Большом адронном коллайдере. Так что обнаружение бозона Хиггса даст, пусть и косвенный, аргумент в пользу теории инфляции!

Еще один независимый взгляд на Мультивселенную возник из активно развиваемой в последние десятилетия теории струн. Согласно этой теории, элементарные частицы и их фундаментальные взаимодействия возникают в результате колебаний и взаимодействий крошечных (размером ~ 10^-33 см) одномерных струн. Все известные элементарные частицы интерпретируются как различные режимы их колебаний. Продольные размеры струн очень малы и поэтому на масштабах, превышающих планковский, они выглядят как точечные объекты. Теория струн очень сложна и пока что не является полноценной, непротиворечивой и законченной теорией, а представляет собой отдельные фрагменты будущего подхода, который, как многие надеются, когда-нибудь сможет стать единой теорией всех известных физических взаимодействий.

Одним из результатов теории струн является предсказание существования огромного количества (по некоторым, конечно, очень грубым оценкам, ~ 10⁵⁰⁰) различных типов вакуумов (см. раздел 2.6), поддерживающих совершенно разные частицы, взаимодействия, значения фундаментальных постоянных и даже разное количество пространственных измерений. Эта совокупность вакуумов получила название струнного ландшафта. Объединение ландшафта с инфляционной космологией породило представление о Мультивселенной, состоящей из вселенных — раздувающихся «пузырьков» — со всеми возможными типами вакуумов. Мы живем в одном из редких пузырьков, в нашей Вселенной, где физические законы оказались благоприятны для возникновения жизни.

Возможное существование немыслимого, невообразимого, почти бесконечного набора разнообразных вселенных возродило старую идею о существовании «клонов» Вселенной и земной цивилизации. Вот что пишет об этом Александр Виленкин, американский физик русского происхождения, в книге «Мир многих миров»: «Удивительным следствием этой новой картины мира является существование бесконечного числа миров, идентичных нашему. Да, дорогой читатель, десятки ваших дублей держат сейчас в руках эту книгу. Они живут на планетах, в точности таких же, как наша Земля со всеми ее горами, городами, деревьями и бабочками. Эти земли обращаются вокруг точных копий Солнца, и каждое солнце принадлежит огромной спиральной галактике — точной копии Млечного Пути… Должны существовать регионы, где истории немного отличаются от нашей, со всеми возможными вариациями».

Поразительно, что это написано не фантастом, а известным физиком-теоретиком! Хотя, конечно, фантасты давно опередили космологов. Например, магистр Мальгрим, волшебник из повести Джона Пристли «31 июня», сформулировал это так: «Все, созданное воображением, должно существовать где-то во Вселенной». «Принцип Мальгрима» — конечно, очень сильное утверждение, однако современная космология, отчасти смыкаясь с фантастикой, неожиданно приходит к близкой картине мира.

Стивен Хокинг начал свою книгу «Краткая история времени» поучительным анекдотом. В конце публичного выступления астронома, рассказавшего о строении Вселенной, из зала звучит реплика, что все это неправда, а на самом деле наш мир покоится на спине огромной черепахи, которая стоит на спине другой черепахи, та — на следующей и так далее. Эта бесконечная последовательность черепах может до некоторой степени, чисто аллегорически, служить образом того, как человечество познает окружающий его мир. Это познание — чреда ударов по человеческому самолюбию, когда, ощупав очередную «черепаху», исследователи снова и снова начинают догадываться о существовании следующей. При этом место человека во Вселенной постепенно смещается на все более далекую периферию.

Библейская картина мира была построена вокруг человека. Человек находился в центре Вселенной — на Земле, вокруг которой обращались планеты, Солнце и Луна, а снаружи все это замыкалось сферой божественного. Коперник передвинул Землю из центра Солнечной системы, затем Диггес и Бруно убрали ограничивающую нашу планетную систему внешнюю сферу, сделав Солнце рядовой звездой среди множества подобных. Вильям Гершель открыл нашу Галактику в виде гигантского уплощенного скопления звезд. Солнце по Гершелю находилось вблизи центра Галактики. В XX веке, в первую очередь усилиями Хаббла, было доказано, что Галактика — рядовой объект среди множества других. Кроме того, Солнце было передвинуто на периферию нашей звездной системы. Окружающая Солнце планетная система тоже не уникальна — планеты присутствуют, по-видимому, у большинства звезд. И вот, на рубеже XX и XXI веков, начало формироваться представление, что очередная «черепаха» — наш заполненный галактиками расширяющийся пузырек пространства-времени — не последняя и за ее пределами уже маячит следующая — Мультивселенная. Удастся ли нам когда-нибудь найти и понять последнюю «черепаху», если она, конечно, существует?

В предыдущей главе я описал несколько основных наблюдательных фактов, на которых базируется наше представление о Вселенной. Получившаяся картина Вселенной делает решение фотометрического парадокса почти тривиальным — наша Вселенная конечна во времени и в пространстве, содержит конечный запас энергии и, естественно, в таких условиях парадокс не может возникнуть. Однако темнота ночного неба сама по себе является важным космологическим наблюдательным фактом и содержит полезную информацию о Вселенной. Эта — самая короткая — глава посвящена подробному описанию фона ночного неба и тому, что можно из него извлечь.

Поговорим теперь о наблюдаемом фоне ночного неба, то есть о том, что виднеется между звездами. Нашим глазам этот фон кажется совершенно темным, но на самом деле это, конечно, не так — фон и не пуст, и не темен.

Рассмотрим повнимательней какой-либо участок ночного неба. На рис. 45 показано изображение участка неба в направлении созвездия Большая Медведица (левый рисунок). Размер этой площадки примерно равен диаметру полной Луны и в этой области неба видна лишь россыпь неярких звезд. В центре изображения многоугольником выделена небольшая площадка, которую в декабре 1995 года наблюдал космический телескоп «Хаббл». Форма области соответствует полю зрения так называемой Широкоугольной и планетарной камеры космического телескопа. Наблюдения этого участка неба (он получил название Северного глубокого поля телескопа «Хаббл» или HDF-N) проводились почти непрерывно в течение двух недель. На итоговом изображении (средний рисунок) видно около 3000 галактик и всего лишь несколько звезд нашей Галактики. Это, конечно, не случайно. Целью наблюдений HDF-N было изучение далеких галактик, и поэтому область поля была выбрана далеко от плоскости Млечного Пути, где спроецированная плотность звезд относительно невелика.

Самые слабые из галактик в HDF-N имеют видимую звездную величину ~ 29m, то есть они более, чем в миллиард раз тусклее самых слабых звезд, доступных человеческому глазу. При увеличении любого из фрагментов HDF-N в кажущейся пустоте между яркими объектами появляются более слабые (см. правую часть рис. 45). В итоге, если посчитать, сколько галактик приходится на единицу площади в глубоких полях, подобных HDF-N, то оказывается, что каждый квадрат небесной сферы со стороной 2″–3″ содержит галактику.

Рис. 45. Слева: участок неба размером 0.°5 × 0.°5 в области созвездия Большая Медведица. Многоугольником указана область Северного глубокого поля космического телескопа «Хаббл» (HDF-N). В центре: репродукция HDF-N (размер изображения — 2.’7 × 2.’7). Справа: фрагмент изображения HDF-N размером 25″ × 29″.

Из приведенного примера становится понятно, что фон ночного неба складывается из свечения слабых звезд нашей Галактики и из излучения далеких галактик. Кроме того, на наблюдаемый фон ночного неба очень сильно влияет атмосфера Земли — она сама по себе немножко светится из-за фотохимических процессов в ее верхних слоях. Заметный вклад в наблюдаемый фон дает и межпланетная пыль, подсвечиваемая Солнцем — зодиакальный свет, и межзвездная пыль, подсвечиваемая звездами Галактики. Есть и другие факторы, влияющие на фон неба, но их вклад менее значителен.

Суммарный фон ночного неба при наблюдениях с Земли довольно ярок, хотя и уступает примерно в 10 миллионов раз яркости дневного неба. Например, на высокогорных обсерваториях, удаленных от яркой подсветки городов и находящихся выше приземного слоя воздуха, одна квадратная секунда безлунного ночного неба в зените светит в видимом диапазоне примерно как звезда 22 звездной величины. Один квадратный градус неба светит уже как звезда 4m (такая звезда уже легко различима глазом), а вся полусфера ночного неба излучает как объект –6m или –7m. Это означает, что ночное небо как целое светит ярче любой звезды или планеты, и уступает лишь Солнцу и Луне!

Вклад разных факторов в итоговую яркость ночного неба варьируется со временем (например, свечение атмосферы усиливается в периоды максимума солнечной активности) и в зависимости от положения относительно плоскостей Солнечной системы и Галактики. В оптическом диапазоне этот вклад в среднем выглядит примерно так[35]:

свечение атмосферы — 145 N 10,

зодиакальный свет — 60 N 10,

интегральный свет слабых звезд Галактики — < 5 N 10,

свет звезд, рассеиваемый межзвездной пылью, — 10 N 10,

диффузное излучение внегалактических объектов ~ 1 N 10.

Итак, оказывается, что оценить реальный фон ночного неба, создаваемый далекими внегалактическими объектами, совсем непросто. Этот фон заслоняется «передним планом» — земной атмосферой, межпланетной и межзвездной средой, звездами Млечного Пути. Если учесть все эти помехи, то остающийся внегалактический фон выглядит примерно так, как показано на рис. 46. Природа этого фонового свечения в разных спектральных диапазонах сильно отличается. В области самых высоких энергий источник фона не вполне ясен, хотя заметный вклад в него, по-видимому, должно вносить излучение активных ядер галактик (квазаров, блазаров и др.). В оптическом и инфракрасном диапазонах фоновое излучение — это интегральный свет звезд и пыли, нагретой молодыми звездами, от галактик на разных красных смещениях. В миллиметровом диапазоне, как видно на рис. 46, доминирует вклад реликтового излучения (раздел 2.4). В радиодиапазоне за фон, по-видимому, отвечают радиоисточники — радиогалактики, радиоизлучающие квазары и другие подобные объекты.

В конце книги давайте суммируем предложенные за несколько столетий варианты решения фотометрического парадокса. Следуя Эдварду Харрисону, большую часть из них можно свести в простую таблицу (см. табл. 2). Из таблицы видно, что решения в первом приближении делятся на две группы: 1) звезды закрывают все небо, но что-то мешает их увидеть, и 2) звезды не закрывают все небо и темные промежутки между ними реальны.

Таблица 2. История фотометрического парадокса

В пользу первого варианта высказывались Диггес (звезды невидимы из-за огромных расстояний до них), Галлей (далекие звезды слишком слабы для наблюдений и «когда звезды находятся на очень больших расстояниях, их излучение слабеет быстрее, чем по общему правилу»), Шезо («звездное пространство заполнено средой, способной слегка задерживать свет»), Ольберс («вселенная не является абсолютно прозрачной»), Бонди (красное смещение, то есть расширение Вселенной). При таком подходе решение фотометрического парадокса свелось к поиску причины, по которой свет далеких звезд до нас не доходит. Предложенные объяснения частично или полностью неверны.

Вторая группа решений фотометрического парадокса сводится к объяснению, почему звезды не покрывают всю небесную сферу. Свои варианты ответов дали Кеплер (Солнечная система окружена сферой, содержащей конечное число звезд), фон Герике (число звезд конечно, в промежутках между ними проглядывает бесконечное беззвездное пространство), Гершель и Проктор («…легко представить устройство вселенной, которая будет оставаться в точном смысле слова бесконечной, и в которой произвольное количество лучей зрения не будут пересекаться со звездами»), Эдгар По (Вселенная конечна во времени и в пространстве), Медлер («конечное время прошло от начала Творения до наших дней и мы, следовательно, можем наблюдать небесные тела только до расстояния, которое свет прошел в течение этого конечного времени»), лорд Кельвин (ограниченность Вселенной). Фурнье д’Альбе рассмотрел несколько возможностей — по его мнению Вселенная фрактальна и, кроме того, она может содержать огромное количество темных звезд, экранирующих излучение.

Таблица доведена до середины XX века, поскольку к этому времени все основные идеи были уже высказаны. Кроме того, в XX веке стало понятно, что в реальной Вселенной, которая конечна во времени и в пространстве и, вдобавок, расширяется (см. предыдущую главу), фотометрический парадокс просто не может возникнуть. За пределами нашей Вселенной, возможно, находится что-то еще — Мультивселенная, — однако какие-либо контакты с другими вселенными, обмен с ними энергией и информацией невозможны. Здесь будет снова уместна цитата из «Эврики» Эдгара По: «…не имея доли в нашем происхождении, они не имеют доли в наших законах. Ни они не притягивают нас, ни мы их… Между ними и нами… нет влияний взаимных».

Ночное небо — это гигантская, окружающая нас со всех сторон, машина времени. Взгляд на Луну отправляет нас назад на секунду с небольшим, свет от Юпитера и Сатурна, в зависимости от взаимного расположения планеты и Земли, идет до нас уже десятки минут. Ярчайшие звезды мы видим такими, какими они были десятки лет назад. Расплывчатое пятнышко на небе — туманность Андромеды — отправляет нас в прошлое уже на два миллиона лет. Но все это несравнимо с фоном неба — темнота, видимая между изображениями звезд и галактик, имеет возраст в миллиарды лет и она отсылает нас ко времени, когда во Вселенной рождались первые звезды и галактики. Взглянув на небо в радиодиапазоне, мы видим портрет Вселенной — реликтовое излучение — в возрасте лишь около 400 000 лет. Ничуть не преувеличивая можно сказать, что на окружающем нас со всех сторон ночном небе изображено рождение и эволюция Вселенной. В этом, пожалуй, и есть основная тайна неба — на нем, выражаясь немного высокопарно, запечатлен Большой взрыв.