Постоянная хаббла и эволюция вселенной. Постоянная хаббла и эволюция стационарной вселенной

Великим физикам прошлого И. Ньютону и А. Эйнштейну Вселенная представлялась статичной. Советский физик А. Фридман в 1924 г. выступил с теорией «разбегающихся» галактик. Фридман предсказал расширение Вселенной. Это было революционным переворотом в физическом представлении о нашем мире.

Американский астроном Эдвин Хаббл исследовал туманность Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что ее окраины представляют собой скопления отдельных звезд. Хаббл рассчитал расстояние до туманности. У него оказалось – 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние составляет 2,3 миллиона световых лет). То есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути – Нашей Галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к выводу о структуре Вселенной.

Вселенная состоит из набора огромных звездных скоплений – галактик .

Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем.

Э. Хаббл подметил важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько больше длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера.

Все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению).

Математически закон формулируется очень просто:

где v – скорость удаления галактики от нас,

r – расстояние до нее,

H – постоянная Хаббла.

И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, все более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной, из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное следствие закона Хаббла:

Вселенная расширяется.

Расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной.

4. Теория Большого Взрыва

Из экспериментального факта разбегания галактик был оценен возраст Вселенной. Он оказался равным – около 15 миллиардов лет! Так началась эпоха современной космологии.

Естественно возникает вопрос: а что было в начале? Всего около 20 лет понадобилось ученым, чтобы вновь полностью перевернуть представления о Вселенной.

Ответ предложил выдающийся физик Г. Гамов (1904 – 1968) в 40-ые годы. История нашего мира началась с Большого взрыва. Именно так думает большинство астрофизиков и cегодня.

Большой взрыв – это стремительное падение изначально огромной плотности, температуры и давления вещества, сконцентрированного в очень малом объеме Вселенной. Все вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме.

Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва.

Более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется.

Согласно теории Большого взрыва, ранняя Вселенная состояла из фотонов, электронов и других частиц. Фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами. По мере расширения Вселенной, она остывала, и на определенном этапе электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия и образовывать атомы. Это случилось при температуре около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 400 000 лет. С этого момента фотоны смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Но нам остались «свидетели» той эпохи – это реликтовые фотоны. Считается, что реликтовое излучение сохранилось с начальных этапов существования Вселенной и равномерно ее заполняет. В результате дальнейшего остывания излучения его температура снизилась и сейчас составляет около 3 К.

Существование реликтового излучения было предсказано теоретически в рамках теории Большого взрыва. Оно рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.

Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее.

Вернувшись с первой мировой войны, Эдвин Хаббл устроился на работу в высокогорную астрономическую обсерваторию Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, которая в те годы была лучшей в мире по оснащенности. Используя ее новейший телескоп-рефлектор с диаметром главного зеркала 2,5 м, он провел серию любопытных измерений, навсегда перевернувших наши представления о Вселенной.

Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему — природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными — и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся — в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы — скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, — рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет. — Прим. автора ) — то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути — нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений — галактик . Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера , а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик (по наблюдениям переменных цефеид) с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению). И Хаббл выяснил, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. Это самое явление центростремительного «разбегания» видимой Вселенной с нарастающей скоростью по мере удаления от локальной точки наблюдения и получило название закона Хаббла. Математически он формулируется очень просто:

где v — скорость удаления галактики от нас, r — расстояние до нее, а H — так называемая постоянная Хаббла . Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с·Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, — со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и — казалось бы — невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики — изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного — если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной — и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной — и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва , и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v , которую мы наблюдаем сегодня. Пусть t — время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r /V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r /v = 1/H

где Н — постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н , мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллиардов лет назад.)

См. также:

Edwin Powell Hubble, 1889-1953

Американский астроном. Родился в г. Маршфилд (штат Миссури, США), вырос в Уитоне (штат Иллинойс) — тогда это был не университетский, а промышленный пригород Чикаго. Окончил с отличием Чикагский университет (где отличился еще и спортивными достижениями). Еще учась в колледже, подрабатывал ассистентом в лаборатории нобелевского лауреата Роберта Милликена (см. Опыт Милликена), а в летние каникулы — геодезистом на железнодорожном строительстве. Впоследствии Хаббл любил вспоминать, как вместе еще с одним рабочим они отстали от последнего поезда, увозившего их геодезическую бригаду назад, к благам цивилизации. Три дня они проблуждали в лесах, прежде чем добрались до населенной местности. Никакой провизии у них с собой не было, но, по словам самого Хаббла, «Можно было, конечно, убить ежика или птичку, но зачем? Главное, что воды вокруг хватало».

Получив в 1910 году диплом бакалавра, Хаббл отправился в Оксфорд благодаря полученной стипендии Роудса. Там он начал было изучать римское и британское право, но, по его собственм словам, «променял юриспруденцию на астрономию» и вернулся в Чикаго, где и занялся подготовкой к защите своей дипломной работы. Большинство наблюдений ученый проводил на базе обсерватории Йеркс, расположенной к северу от Чикаго. Там его заметил Джордж Эллери Хейл (George Ellery Hale, 1868-1938) и в 1917 году пригласил молодого человека в новую обсерваторию Маунт-Вилсон.

Тут, однако, вмешались исторические события. США вступили в первую мировую войну, и Хаббл за одну ночь довел до ума свою диссертацию на степень Ph. D., на следующее утро защитил ее — и тут же ушел добровольцем в армию. Его научный руководитель Хейл получил от Хаббла телеграмму следующего содержания: «Сожалею о вынужденном отказе от приглашения отметить защиту. Ушел на войну». Во Францию добровольческая часть прибыла в самом конце войны и даже не приняла участия в боевых действиях, однако осколочное ранение от шального снаряда Хаббл получить успел. Демобилизовавшись летом 1919 года, ученый немедленно вернулся в калифорнийскую обсерваторию Маунт-Вилсон, где вскоре и обнаружил, что Вселенная состоит из разлетающихся галактик, что и получило название закона Хаббла.

В 1930-е годы Хаббл продолжил активное изучение мира за пределами Млечного пути, за что вскоре и снискал признание не только в научных кругах, но и среди широких масс. Слава ему пришлась по вкусу, и на фотографиях тех лет ученого можно часто увидеть позирующим в компании знаменитых кинозвезд той эпохи.

Научно-популярная книга Хаббла «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae), увидевшая свет в 1936 году, еще прибавила ученому популярности. Справедливости ради нельзя не отметить, что в годы второй мировой войны ученый оставил свои астрофизические изыскания и честно занимался прикладной баллистикой в должности главного исполнительного директора испытательного полигона со сверхзвуковой аэродинамической трубой в Абердине (штат Мэриленд), после чего вернулся к астрофизике и до конца своих дней занимал пост председателя объединенного ученого совета обсерватории Маунт-Вилсон и Паломарской обсерватории. В частности, ему принадлежит движущая идея и техническая разработка базовой конструкции знаменитого двухсотдюймового (пятиметрового) хейловского телескопа, введенного в строй в 1949 году на базе Паломарской обсерватории. Этот телескоп по сей день остается вершиной воплощенной в материале астрометрии. И, наверное, справедливо, что именно Хаббл успел — первым из современных астрофизиков — заглянуть в глубины Вселенной через окуляр этого чудесного инструмента.

Если же отвлечься от астрономии, то Эдвин Хаббл вообще был человеком уникально широких интересов. Так, в 1938 году его избрали в состав совета попечителей Южно-Калифорнийской библиотеки Хантингтона и Художественной галереи при ней (Лос-Анджелес, США). Ученый подарил этой библиотеке свою уникальную коллекцию старинных книг по истории науки. Любимым же видом отдыха Хаббла была рыбная ловля на спиннинг — он и в этом добился вершин, и его рекордные уловы в горных потоках Скалистых гор (США) и на реке Тест (Англия) до сих пор считаются непревзойденными... Эдвин Хаббл скоропостижно скончался 28 сентября 1953 года в результате кровоизлияния в мозг.

«В 1744 году швейцарский астроном де Шезо и независимо от него в 1826 году Ольберс сформулировали следующий парадокс, — пишет в своей книге Т. Редже, — который привел к кризису тогдашних наивных космологических моделей. Представим себе, что пространство вокруг Земли бесконечно, вечно и неизменно и что оно равномерно заполнено звездами, причем их плотность в среднем постоянна. С помощью несложных вычислений Шезо и Ольберс показали, что полное количество света, посылаемое на Землю звездами, должно быть бесконечным, из-за чего ночное небо будет не черным, а, мягко говоря, залито светом. Чтобы избавиться от своего парадокса, они предположили существование в космосе обширных блуждающих непрозрачных туманностей, заслоняющих наиболее отдаленные звезды. На самом деле так выйти из положения нельзя: поглощав свет от звезд, туманности поневоле нагревались бы и сами излучали свет так же, как и звезды.

Итак, если справедлив космологический принцип, то мы не можем принять идею Аристотеля о вечной и неизменяющейся Вселенной. Здесь, как и в случае относительности, природа, похоже, предпочитает в своем развитии симметрию, а не мнимое Аристотелево совершенство».

Однако самый серьезный удар незыблемости Вселенной был нанесен не теорией эволюции звезд, а результатами измерений скоростей удаления галактик, полученными великим американским астрономом Эдвином Хабблом.

Хаббл (1889—1953) родился в небольшом городке Маршфилд в штате Миссури в семье страхового агента Джона Пауэла Хаббла и его супруги Виржинии Ли Джеймс. Астрономией Эдвин заинтересовался рано, вероятно, под влиянием своего деда по матери, построившего себе небольшой телескоп."

В 1906 году Эдвин окончил школу. Шестнадцатилетним юношей Хаббл поступил в Чикагский университет, входивший тогда в первую десятку лучших учебных заведений США. Там работал астроном Ф.Р. Мультон, автор известной теории происхождения Солнечной системы. Он оказал большое влияние на дальнейший выбор Хаббла.

После окончания университета Хабблу удалось получить стипендию Родса и на три года уехать в Англию для продолжения образования. Однако вместо естественных наук ему пришлось изучать в Кембридже юриспруденцию.

Летом 1913 года Эдвин возвратился на родину, но юристом так и не стал. Хаббл стремился к науке и вернулся в Чикагский университет, где на Йеркской обсерватории под руководством профессора Фроста подготовил диссертацию на степень доктора философии. Его работа представляла собой статистическое исследование слабых спиральных туманностей в нескольких участках неба и особенной оригинальностью не отличалась. Но уже тогда Хаббл разделял мнение о том, что «спирали — это звездные системы на расстояниях, часто измеряемых миллионами световых лет».

В это время в астрономии приближалось большое событие — обсерватория Маунт-Вилсон, которую возглавлял замечательный организатор науки Д.Э. Хейл, готовилась к вводу в строй крупнейшего телескопа — стодюймового рефлектора (250-сантиметрового — Прим. авт.). Приглашение работать в обсерватории среди других получил и Хаббл. Однако весной 1917 года, когда он заканчивал свою диссертацию, США вступили в Первую мировую войну. Молодой ученый отклонил приглашение и записался добровольцем в армию. В составе Американского экспедиционного корпуса майор Хаббл попал в Европу осенью 1918 года, незадолго до окончания войны, и в боевых действиях принять участие не успел. Летом 1919 года Хаббл демобилизовался и поспешил в Пасадену, чтобы принять приглашение Хейла.

На обсерватории Хаббл начал изучать туманности, сосредоточившись сначала на объектах, видимых в полосе Млечного Пути.

В хрестоматии «Книга первоисточников по астрономии и астрофизике, 1900—1975» К. Ланга и О. Гингерича (США), где воспроизведены самые выдающиеся исследования за три четверти двадцатого столетия, помещены три работы Хаббла, и первая из них — работа по классификации внегалактических туманностей. Две другие относятся к установлению природы этих туманностей и открытию закона красного смещения.

В 1923 году Хаббл приступил к наблюдениям туманности в созвездии Андромеды на шестидесяти и стодюймовых рефлекторах. Ученый сделал вывод, что большая Туманность Андромеды действительно другая звездная система. Такие же результаты Хаббл получил и для туманности МОС 6822 и туманности в Треугольнике.

Хотя об открытии Хаббла вскоре стало известно ряду астрономов, официальное сообщение последовало лишь 1 января 1925 года, когда на съезде Американского астрономического общества Г. Рессел зачитал доклад Хаббла. Известный астроном Д. Стеббинс писал, что доклад Хаббла «во сто крат расширил объем материального мира и с определенностью решил долгий спор о природе спиралей, доказав, что это гигантские совокупности звезд, почти сравнимые по размерам с нашей собственной Галактикой». Теперь Вселенная предстала перед астрономами пространством, заполненным звездными островами — галактиками.

Уже одно установление истинной природы туманностей определило место Хаббла в истории астрономии. Но на его долю выпало и еще более выдающееся достижение — открытие закона красного смещения.

Спектральные исследования спиральных и эллиптических «туманностей» были начаты в 1912 году на основе таких соображений1 если они действительно расположены за пределами нашей Галактики, то они не участвуют в ее вращении и поэтому их лучевые скорости будут свидетельствовать о движении Солнца. Ожидалось, что эти скорости будут порядка 200—300 километров в секунду, т. е. будут соответствовать скорости движения Солнца вокруг центра Галактики.

Между тем, за несколькими исключениями, лучевые скорости галактик оказались гораздо больше: они измерялись тысячами и десятками тысяч километров в секунду.

В середине января 1929 года в «Труды» Национальной академии наук США Хаббл представил небольшую заметку под названием «О связи между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». В то время Хаббл уже имел возможность сопоставить скорость движения галактики с расстоянием до нее для 36 объектов. Оказалось, что эти две величины связаны условием прямой пропорциональности: скорость равна расстоянию, умноженному на постоянную Хаббла.

Это выражение получило название закона Хаббла. Численное значение постоянной Хаббла ученый в 1929 году определил в 500 км/(с х Мпк). Однако он ошибся в установлении расстояний до галактик. После многократных исправлений и уточнений этих расстояний численное значение постоянной Хаббла сейчас принимается равным 50 км/(с х Мпк).

На обсерватории Маунт-Вилсон началось определение лучевых скоростей все более удаленных галактик. К 1936 году М. Хьюмасон публикует данные для ста туманностей. Рекордную скорость в 42 000 километров в секунду удалось зарегистрировать у члена далекого скопления галактик в Большой Медведице. Но это уже было пределом возможностей стодюймового телескопа. Нужны были более мощные инструменты.

«Можно подойти к вопросу о хаббловском расширении космоса, используя более привычные, интуитивные образы, — считает Т.Редже. — Например, представим себе солдат, выстроенных на какой-нибудь площади с интервалом 1 метр. Пусть затем подается команда раздвинуть за одну минуту ряды так, чтобы этот интервал увеличился до 2 метров. Каким бы образом команда ни выполнялась, относительная скорость двух рядом стоявших солдат будет равна 1 м/мин, а относительная скорость двух солдат, стоявших друг от друга на расстоянии 100 метров, будет 100 м/ мин, если учесть, что расстояние между ними увеличится от 100 до 200 метров. Таким образом, скорость взаимного удаления пропорциональна расстоянию. Отметим, что после расширения рядов остается справедливым космологический принцип: «галактики-солдаты» по-прежнему распределены равномерно, и сохраняются те же пропорции между различными взаимными расстояниями.

Единственный недостаток нашего сравнения заключается в том, что на практике один из солдат все время стоит неподвижно в центре площади, в то время как остальные разбегаются со скоростями тем большими, чем больше расстояния от них до центра. В космосе же нет верстовых столбов, относительно которых можно было бы провести абсолютные измерения скорости; такой возможности мы лишены теорией относительности: каждый может сравнивать свое движение только с движением рядом идущих, и при этом ему будет казаться, что они от него убегают.

Мы видим, таким образом, что закон Хаббла обеспечивает неизменность космологического принципа во все времена, и это утверждает нас в мнении, что как закон, так и сам принцип действительно справедливы.

Другим примером интуитивного образа может служить взрыв бомбы; в этом случае, чем быстрее летит осколок, тем дальше он улетит. Спустя мгновение после самого взрыва мы видим, что осколки распределены в соответствии с законом Хаббла, т е. их скорости пропорциональны расстояниям до них. Здесь, однако, нарушается космологический принцип, поскольку если мы отойдем достаточно далеко от места взрыва, то никаких осколков не увидим. Этим образом подсказан самый знаменитый в современной космологии термин «большой взрыв». Согласно этим представлениям, около 20 млрд. лет тому назад все вещество Вселенной было собрано в одной точке, из которой началось стремительное расширение Вселенной до современных размеров».

Закон Хаббла практически сразу же был признан в науке. Значение открытия Хаббла высоко оценил Эйнштейн. В январе 1931 года он писал: «Новые наблюдения Хаббла и Хьюмасона относительно красного смещения... делают вероятным предположение, что общая структура Вселенной не стационарная».

Открытие Хаббла окончательно разрушило существовавшее со времен Аристотеля представление о статичной, незыблемой Вселенной. В настоящее время закон Хаббла используется для определения расстояний до далеких галактик и квазаров.

С 30-х годов XX века астрофизики уже знали, что, согласно закону Хаббла , Вселенная расширяется, а значит, она имела свое начало в определенный момент в прошлом. Задача астрофизиков, таким образом, внешне выглядела простой: отследить все стадии хаббловского расширения в обратной хронологии, применяя на каждой стадии соответствующие физические законы, и, пройдя этот путь до конца -- точнее, до самого начала, -- понять, как именно всё происходило.

В конце 1970-х годов, однако, оставались нерешенными несколько фундаментальных проблем, связанных с ранней Вселенной, а именно:

· Проблема антивещества . Согласно законам физики, вещество и антивещество имеют равное право на существование во Вселенной (см. Античастицы ), однако Вселенная практически полностью состоит из вещества. Почему так произошло?
· Проблема горизонта. По фоновому космическому излучению (см. Большой взрыв ) мы можем определить, что температура Вселенной везде примерно одинакова, однако отдельные ее части (скопления галактик) не могли находиться в контакте (как принято говорить, они были за пределами горизонта друг друга). Как же получилось, что между ними установилось тепловое равновесие?
· Проблема распрямления пространства. Вселенная, судя по всему, обладает именно той массой и энергией, которые необходимы для того, чтобы замедлить и остановить хаббловское расширение. Почему из всех возможных масс Вселенная имеет именно такую?

Ключом к решению этих проблем послужила идея, что сразу после своего рождения Вселенная была очень плотной и очень горячей. Всё вещество в ней представляло собой раскаленную массу кварков и лептонов (см. Стандартная модель ), у которых не было никакой возможности объединиться в атомы. Действующим в современной Вселенной различным силам (таким, как электромагнитные и гравитационные силы) тогда соответствовало единое поле силового взаимодействия (см. Универсальные теории ). Но когда Вселенная расширилась и остыла, гипотетическое единое поле распалось на несколько сил (см. Ранняя Вселенная ).

В 1981 году американский физик Алан Гут осознал, что выделение сильных взаимодействий из единого поля, случившееся примерно через 10- 35 секунды после рождения Вселенной (только задумайтесь -- это 34 нуля и единица после запятой!), стало поворотным моментом в ее развитии. Произошел фазовый переход вещества из одного состояния в другое в масштабах Вселенной -- явление, подобное превращению воды в лед. И как при замерзании воды ее беспорядочно движущиеся молекулы вдруг «схватываются» и образуют строгую кристаллическую структуру, так под влиянием выделившихся сильных взаимодействий произошла мгновенная перестройка, своеобразная «кристаллизация» вещества во Вселенной.

Тот, кто видел, как лопаются водопроводные трубы или трубки автомобильного радиатора на сильном морозе, стоит только воде в них превратиться в лед, тот на собственном опыте знает, что вода при замерзании расширяется. Алану Гуту удалось показать, что при разделении сильных и слабых взаимодействий во Вселенной произошло нечто подобное -- скачкообразное расширение. Это расширение, которое называется инфляционным , во много раз быстрее обычного хаббловского расширения. Примерно за 10- 32 секунды Вселенная расширилась на 50 порядков -- была меньше протона, а стала размером с грейпфрут (для сравнения: вода при замерзании расширяется всего на 10%). И это стремительное инфляционное расширение Вселенной снимает две из трех вышеназванных проблем, непосредственно объясняя их.

Решение проблемы распрямления пространства нагляднее всего демонстрирует следующий пример: представьте координатную сетку, нарисованную на тонкой эластичной карте, которую затем смяли как попало. Если теперь взять и сильно встряхнуть эту смятую в комок эластичную карту, она снова примет плоский вид, а координатные линии на ней восстановятся, независимо от того, насколько сильно мы деформировали ее, когда скомкали. Аналогичным образом, не важно, насколько искривленным было пространство Вселенной на момент начала ее инфляционного расширения, главное -- по завершении этого расширения пространство оказалось полностью распрямленным. А поскольку из теории относительности мы знаем, что кривизна пространства зависит от количества материи и энергии в нем, становится понятно, почему во Вселенной находится ровно столько материи, сколько необходимо, чтобы уравновесить хаббловское расширение.

Объясняет инфляционная модель и проблему горизонта , хотя не так прямо. Из теории излучения черного тела мы знаем, что излучение, испускаемое телом, зависит от его температуры. Таким образом, по спектрам излучения удаленных участков Вселенной мы можем определить их температуру. Такие измерения дали ошеломляющие результаты: оказалось, что в любой наблюдаемой точке Вселенной температура (с погрешностью измерения до четырех знаков после запятой) одна и та же. Если исходить из модели обычного хаббловского расширения, то вещество сразу же после Большого взрыва должно было разлететься слишком далеко, чтобы температуры могли уравняться. Согласно же инфляционной модели, вещество Вселенной до момента t = 10- 35 секунды оставалось гораздо более компактным, чем при хаббловском расширении. Этого чрезвычайно краткого периода было вполне достаточно, чтобы установилось термическое равновесие, которое не было нарушено на стадии инфляционного расширения и сохранилось до сих пор.

Инфляционная гипотеза не снимает проблемы антивещества , но эту проблему можно объяснить, обратившись к другим процессам, происходившим в то же время. Обнаруживаются интересные вещи: при бурном образовании элементарных частиц в ранней Вселенной примерно на 100 000 001 обычных частиц пришлось 100 000 000 античастиц. В следующую долю секунды частицы и античастицы, объединившись в пары, аннигилировали друг друга с гигантским выбросом энергии -- масса превратилась в излучение. После такой «прополки» во Вселенной остался лишь жалкий клочок обычной материи. Вот из этого «космического мусора» и состоит вся известная нам сегодня Вселенная.

Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему -- природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными -- и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся -- в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы -- скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, -- рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет. -- Прим. автора ) -- то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути -- нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений -- галактик . Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

где v -- скорость удаления галактики от нас,

r -- расстояние до нее, а

H -- так называемая постоянная Хаббла .

Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с·Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, -- со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и -- казалось бы -- невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики -- изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного -- если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной -- и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной -- и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва , и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v , которую мы наблюдаем сегодня. Пусть t -- время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r /V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r /v = 1/H

где Н -- постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н , мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллиардов лет назад.) Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее.

Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему - природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными - и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся - в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Начал свои исследования Хаббл с самой, пожалуй, популярной с незапамятных времен туманности
Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что окраины этой туманности представляют собой скопления отдельных звезд, некоторые из которых принадлежат к классу переменных цефеид (согласно астрономической классификации). Наблюдая за переменной цефеидой на протяжении достаточно длительного времени, астрономы измеряют период изменения ее светимости, а затем по зависимости период-светимость определяют и количество испускаемого ею света. Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы - скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, - рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет.) - то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути - нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений - галактик. Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера, а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

v = Hr

Где v - скорость удаления галактики от нас, r - расстояние до нее, а H - так называемаяпостоянная Хаббла.

Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, - со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и - казалось бы - невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики - изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного - если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной - и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной - и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва, и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v, которую мы наблюдаем сегодня.

Пусть t - время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r/V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r/v = 1/H

Где Н - постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н, мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллиардов лет назад.)