Открытие вселенной

К первым десятилетиям 20 века сложилась, в общем-то, довольно простая картина строения Вселенной. Она превосходно отражена в иерархической теории шведского астронома Карла Вильгельма Шарлье (1862–1934), построенной им в двух публикациях в 1908 и 1922 годах. Занимаясь много лет звездной статистикой, Шарлье обратил внимание на тенденцию звезд образовывать скопления различного масштаба. Отсюда он и вывел гипотезу о Вселенной как бесконечной иерархии все более крупных структур — звезд, звездных скоплений, скопление скоплений и т. д., которые открываются по мере совершенствования телескопов. Вскоре эти представления были распространены на галактики и галактические скопления.

Между тем, когда в 1922 году выходила в свет статья Шарлье под названием «Как может быть построен бесконечный мир», астрономия уже вплотную подошла к созданию нового взгляда на устройство этого мира.

Возникновение современной модели Вселенной обязано двум внешне независимым подходам. Теоретически она была предсказана в результате бурного развития новой теории гравитации в работах Альберта Эйнштейна (1879–1955). В 1922–1924 годах советский математик Александр Александрович Фридман (1888–1925) опубликовал две статьи, где были получены именно те решения уравнений эйнштейновской общей теории относительности, которые до сих пор составляют основу космологических взглядов. Фридмановская Вселенная должна была расширяться или сжиматься как целое, никогда не оставаясь застывшей, причем в модели хорошо было видно, что в некоторые эпохи материя находилась в состояниях, никак не похожих на то, которое наблюдается теперь.

Однако роль этих работ оставалась неясной вплоть до рубежа 20-30-х годов, когда появились новые экспериментальные данные, открывающие новую перспективу в астрономии.

Эти данные вытекали в первую очередь из результатов американского астронома Эдвина Пауэлла Хаббла (1889–1953), масштаб деятельности которого ставит его в один ряд с Гиппархом, Тихо Браге и Гершелем — каждый из них олицетворяет целую эпоху древнейшей науки.

Впрочем, начало космологической революции было положено героическими усилиями руководителей обсерватории Маунт-Вилсон, которым удалось в 1917 году продолжить славу своего крупнейшего астрономического учреждения установкой самого мощного в то время телескопа со 100-дюймовым (2,5 метра!) зеркалом, специально ориентированного на разрешение туманностей.

Хаббл, первоначально получивший юридическое образование и увлекавшийся многими делами — от бокса до физики, как раз к 1917 году переквалифицировался в астрономы. В данном случае муза Урания явно не спешила — Хаббл на целых два года оторвался от дела для участия в первой мировой войне.

После возвращения в Штаты он приступил к работе на Маунт-Вилсоновском телескопе, где его безраздельно увлекла проблема туманностей, а конкретно поиск их звездного населения. Через 4 года Хаббл нашел первую цефеиду в туманности Андромеды.

После этого Хаббл сосредоточил внимание на туманности NGC 6822[91], очень похожей на уменьшенную копию Малого Магелланова Облака. Здесь обнаружилось 11 цефеид, и Хаббл, применив правила цефеидного масштаба, определил расстояние до нее — порядка 700 тысяч световых лет. 35 цефеид, найденных им в туманности М 33, позволили определить расстояние и в этом случае. Оно оказалось около 800 тыс. св. лет, примерно таким же, как и расстояние до туманности Андромеды (М 31)[92].

На данном пути к 1925 году сформировалась галактическая картина строения Вселенной. Многочисленные туманности «отпали» от Галактики, стало ясно, что они представляют собой столь же обширные и очень далекие звездные миры.

Но самое эффектное открытие пришло к Хабблу в 1929 году, когда были измерены расстояния до 20 галактик. Он знал, что в спектрах этих галактик есть систематическое красное смещение, как будто они разбегаются от нас по всем направлениям[93]. При этом скорость убегания, измеренная по допплер-эффекту, оказалась пропорциональной расстоянию до галактики (v ? Hr). Величина Н, получившая название «постоянной Хаббла» (вообще-то она функция времени), первоначально из-за бедной статистики была явно завышена (Н ? 500 км/с. Мпс). Это давало для возраста Вселенной (? ~ 1/H) очень малое значение — около 2 миллиардов лет. Однако существенно не конкретное значение, а впервые полученное прямое астрономическое свидетельство того, что некогда все галактики стали разбегаться из одной точки или, по крайней мере, из области пространства, очень малой по сравнению с нынешними межгалактическими расстояниями.

Разумеется, найденный возраст был огромен по сравнению с библейским и крохотен по меркам буддийской космологии. Но трудности возникали при гораздо более прозаических сопоставлениях. Например, накопление свинца в скальных породах земной поверхности, связанное с распадом урана, вело к оценке 2–6 млрд. лет. А возраст звезд, в том числе и Солнца, оценивался в то время чудовищным сроком в 10 000 млрд. лет. Иными словами, численный результат Хаббла привел к довольно сильному и длительному замешательству среди специалистов самого разного профиля. Не может же, в самом деле, Вселенная родиться позже какой-то звезды или земного пригорка!

Более корректная возрастная шкала появилась после серьезной переоценки расстояний в Местной Системе — группе ближайших галактик. Это произошло на рубеже 40-50-х годов. Впоследствии поступила и новая информация, связанная с разрешением некоторых ярких областей в очень далеких галактиках на отдельные звезды. В результате возникла современная оценка Н=50? 70 км/с. Мпс, и, соответственно, возраст Вселенной увеличился до 12–20 млрд. лет. С такими данными согласуется и геологический возраст Земли (4,6 млрд. лет) и основные современные модели звезд. «Возрастная драма» на некоторое время затормозила идею космологической эволюции, появились конкурирующие модели, пытающиеся в какой-то степени сохранить статическую или стационарную картину.

Но главный прорыв совершился.

Хаббл дал первую классификацию туманностей как внутригалактических (их он разделил на планетарные и диффузные), так и внешних, то есть собственно галактик. Оказалось, что все галактики укладываются в 4 основных класса бесформенные или иррегулярные (Irr), эллиптические (Е), спиральные нормального типа (S) и пересеченные спиральные, или спирали с перемычкой (SB). Итог этой работе был подведен в его знаменитом «Царстве туманностей», опубликованном в 1936 году.

Хаббловская классификация галактик

Первая физическая модель расширяющейся Вселенной была построена бельгийским ученым, теологом по образованию, Жоржем Эдуардом Лемэтром (1894–1966) в 1927–1931 годах. Отталкиваясь от нестационарных решений космологических уравнений, Лемэтр предположил, что Вселенная сначала пребывала в сверхплотном и относительно компактном состоянии «космического яйца». Это состояние было неустойчивым, что и привело к Большому Взрыву его последствия мы видим в форме разлетающихся во все стороны осколков галактик. Эта грандиозная картина появилась как раз вовремя и сомкнулась с результатами наблюдений Хаббла[94]. Однако появления более последовательной физической модели пришлось ожидать еще несколько десятилетий. Только в 1946 году американский физик Георгий Антонович Гамов[95] (1904–1967) предложил так называемую модель горячей Вселенной, которая и легла в основу современной космологии.

В отличие от Лемэтра, считавшего, что в сверхплотном «космическом яйце» после Большого Взрыва должны были преобладать ядра тяжелых элементов, Гамов развил концепцию ядерной эволюции — от легчайшего водорода к гелию и более тяжелым элементам. Такая точка зрения гораздо лучше согласовывалась с наблюдаемым в космосе относительным обилием легких ядер. В ранние моменты после Первовзрыва вещество, согласно Гамову, имеет очень высокую температуру, так что сложные атомные ядра могут образовываться лишь на поздних этапах и в весьма специфических условиях.

Важнейшим следствием модели Гамова стало предсказание так называемого реликтового излучения. Идея сводилась примерно к следующему — в очень ранней Вселенной основную роль играл горячий газ световых квантов фотонов, активно взаимодействующих с веществом. По мере расширения Вселенной температура падала и, когда равновесие между веществом и излучением нарушилось, фотонный газ стал охлаждаться как относительно самостоятельная система. Фотоны как бы краснели, и их характерная частота уменьшалась, сдвигаясь к левому краю спектра. К нашей эпохе этот газ должен был охладиться до нескольких градусов по шкале Кельвина. Реликтовым это излучение было названо потому, что оно представляет собой сохранившийся след очень ранней стадии формирования Вселенной. Подобно тому, как, принимая свет звезд, расположенных в миллионах и миллиардах световых лет, мы получаем информацию о процессах, происходивших миллионы и миллиарды лет назад, соответственно, регистрируя реликтовый сигнал, мы можем заглянуть в еще более раннее прошлое Вселенной.

Реликтовое излучение было обнаружено экспериментально английскими астрономами Пензиасом и Уилсоном, исследовавшими микроволновой фон (в диапазоне длин волн от сотых долей сантиметра до десятков сантиметров) на своем радиотелескопе в рамках программы спутниковой системы связи «Телестар».

Они наткнулись на мощные шумовые помехи, соответствующие температуре излучения порядка 3 К, и тщательный анализ аппаратуры показал, что шум с ней не связан и должен иметь внеземное происхождение.

Несколько раньше, в 1963 году, американский астроном Мартин Шмидт открыл самые далекие и, возможно, самые экзотические объекты Вселенной квазары[96]. Главная их наблюдательная особенность заключалась в огромном красном смещении, в несколько раз превышающем красные смещения самых удаленных галактик. Отсюда следовало, что квазары убегают с очень большими скоростями (близкими к скорости света) и находятся практически на предельно больших расстояниях, доступных наблюдению (до нескольких миллиардов парсеков). Таким образом, квазары оказались реликтом ранних эпох развития Вселенной и, в известном смысле, стали последним и самым тяжелым камнем преткновения для попыток сохранить более или менее стационарную картину. В течение нескольких лет после открытия выяснилось, что квазары обладают целым набором необычных свойств. Большинство из них весьма компактны и выглядят, как очень активные галактические ядра, занимая объем порядка Солнечной системы. Но при этом они излучают энергию не слабее больших галактик — светимость квазаров достигает 10³⁸-10⁴⁰ Вт, что в сотни раз превышает светимость Галактики. Естественно полагать, что излучение такой колоссальной мощности у сравнительно небольших объектов возможно лишь в той фазе, когда обычные галактики еще не сформировались или находились на какой-то ранней стадии формирования. Иными словами, на границе наблюдаемой Вселенной обнаружилось явление, которое свойственно довольно раннему снимку Вселенной, и это нагляднейшее подтверждение ее эволюции.

Крупнейшим достижением последних лет стало обнаружение огромных скрытых масс материи, скрытых в том смысле, что они пока недоступны обычным телескопическим наблюдениям.

Разумеется, идея о том, что во Вселенной могут существовать не только объекты, достаточно яркие для наших телескопов, отнюдь не нова. Фактически со времен открытия Урана и последовавшей затем Нептуновой истории астрономия вышла в своеобразный гравитационный диапазон, отыскивая небесные тела по их чисто гравитационному проявлению. Но вот при попытке оценить плотность массы в масштабе галактических скоплений и Вселенной в целом возник качественно новый уровень. Дело в том, что в соответствующих оценках мы долгое время были ограничены светящимися массами — именно по «плотности светимости» (средней светимости единицы объема пространства) обычно и оценивалась средняя плотность вещества. Однако группа эстонских астрономов под руководством Я. Э. Эйнасто и здесь — в предельно больших масштабах попыталась применить принципы гравитационной астрономии.

Исследователи из Тарту обратили внимание на то, что скорости отдельных галактик в скоплениях очень велики — тысячи километров в секунду, и, чтобы удержать столь быстрые компоненты, скопления должны обладать достаточно сильным полем тяготения, то есть массами порядка 10¹⁴-10¹⁵ М). Но это на 1–2 порядка превышает суммарную массу светящихся галактик.

Было также установлено, что спутники больших галактик (типа Магеллановых Облаков — спутников нашей Галактики) движутся со скоростями, практически не зависящими от расстояния до центральной галактики — в очевидном противоречии с третьим законом Кеплера, согласно которому скорость спутника должна убывать с ростом расстояния до центра (v (1/vr). Это означало, что галактики-спутники находятся совсем в иной ситуации, чем, например, планеты в Солнечной системе — вещество галактической системы не сконцентрировано в центральном теле, а распределено по всему объему с плотностью, убывающей к краю ((~ 1/r²). В такой среде аналог третьего закона Кеплера действительно вел бы к независящим от расстояния скоростям спутников (центростремительное ускорение v²/r ~ GM/r² ~ G?r3/r² ~ const/r, т. е. v ~ const) или, что то же самое, к пропорциональности радиуса орбиты периоду обращения.

Эти факты и легли в основу представления о гигантских массах, полностью определяющих гравитационные проявления скоплений и отдельных галактик и в то же время слишком слабо светящихся, чтобы обнаружить их как обычное вещество. По-видимому, скрытые массы в среднем раз в 30 превышают массу всего светящегося вещества, то есть играют решающую роль не только в описании отдельных крупных структур, но и в оценке всего космологического процесса в целом.

Природу этих скрытых масс пытались объяснить многими гипотезами прежде всего, обилием темных выгоревших звезд типа черных карликов и черных дыр. Однако теперь, в связи с обнаружением массы нейтрино, более вероятной представляется именно нейтринная модель невидимой материи. Именно массивные реликтовые нейтрино способны конденсироваться в первичные облака — зародыши сверхскоплений, крупнейших структурных единиц Вселенной.

Вероятно, теперь следует считать, что каждая крупная галактика вместе со своими спутниками и скрытым веществом (так называемой короной) образует особую связанную систему — гипергалактику, а гипергалактики формируют скопление средним размером в несколько мегапарсеков, обладающее единой мощной короной.

Галактические скопления, в свою очередь, концентрируются в сверхскопления. И на этом иерархическом уровне, благодаря исследованиям группы Эйнасто и ряда других астрономов, открылось нечто неожиданное. Оказалось, что сверхскопления выглядят как своеобразная ячеистая структура — вроде пчелиных сот, сработанных несколько хаотично, или пористой, «пещеристой» ткани. Отдельные скопления выстраиваются в пересекающиеся цепочки, как бы формируют стенки ячеек толщиной в 3–4 Мпс, и, разумеется, самая высокая плотность достигается в узлах этой структуры. Размеры отдельной ячейки, которую теперь и называют сверхскоплением, порядка 100 Мпс, и внутри — вдали от стенок — она практически пуста. Надо полагать, что состав вещества в таких «внутриячейковых заповедниках» крайне близок к исходной водородно-гелиевой смеси, из которой некогда стали формироваться космические структуры.

На этом уровне иерархия космических структур, по-видимому, завершается — уже в масштабе 300 Мпс Вселенную можно с большой степенью точности считать однородной. И уже 1 Гигапарсек (1000 Мпс) — чисто космологический масштаб, в котором, по современным представлениям, можно пренебречь всеми эффектами структурности материи. Это следует считать экспериментально подтвержденным положением, ибо наличие следующего уровня структурной иерархии (в духе схемы Шарлье) привело бы к заметным изменениям в 3-градусном реликтовом излучении, изменениям, которые не наблюдаются.

Таковы в общих чертах этапы открытия современной космологической картины. На некоторых ее деталях мы подробно остановимся во II части книги. А теперь необходимо рассмотреть еще одну линию исследований, реально возникшую лишь во второй половине 20 века, но уже серьезно повлиявшую на наши взгляды.