Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения
Шрифт:
Однако даже раздувание не спасло положения. Теория Гута сулила избавление от всех трудностей, однако при более детальном анализе и в ней обнаружились изъяны. Впрочем, теория казалась столь многообещающей, что учёные тут же принялись за разработку её модифицированного варианта, и в начале 1982 года была опубликована новая теория раздувания. От старого этот вариант отличался главным образом тем, что добавились разделы из физики элементарных частиц. Впрочем, вскоре и эта теория потерпела крах: оказалось, что галактики не могут образовываться за счёт флуктуации, которые появляются в ходе раздувания. Итак, мы вернулись к тому, с чего начали. Впрочем, если удастся разрешить все затруднения, то теория может оказаться удачной.
Есть в
Не все, однако, были согласны с таким результатом. Жерар де Вокулер из Техасского университета работал над этой проблемой, используя сходную методику, и постоянно получал результат около 10 миллиардов лет. Сидни ван ден Берг из канадской обсерватории в Виктории также получил близкое значение. Но почему-то эти результаты остались без внимания. В 1979 году ещё трое астрономов объявили о том, что с помощью других методов получили результаты, близкие по значению к полученным Вокулером.
Учёные наконец обратили внимание на эти результаты и кое-кто задумался – не надо ли по-новому взглянуть на проблему возраста Вселенной. Большинство продолжало придерживаться прежнего результата – 18 миллиардов лет, но по мере того, как появлялись новые данные, свидетельствовавшие в пользу 10 миллиардов лет, начинал разгораться спор. Давайте немного задержимся на этом и разберёмся в сути этого спора.
Мы уже видели, что Хаббл, соотнеся расстояние до галактик с их красным смещением, предсказал расширение Вселенной. На его диаграмме особо важным представляется угол наклона прямой, проходящей через точки; значение Н называется постоянной Хаббла. Важность этой постоянной определяется её связью с возрастом Вселенной. Она даёт нам представление о скорости расширения, и если мы повернём расширение, или, что то же самое, время, вспять (предположив, что оно течёт в обратную сторону), то Вселенная сожмётся. Тогда возраст Вселенной будет определяться тем временем, которое потребуется всему веществу, чтобы сжаться до размеров точки. Если бы Вселенная расширялась равномерно, то её возраст был бы обратным величине H (т.е. пропорционален величине 1/H). Однако существует явное свидетельство в пользу того, что это не соответствует действительности: похоже, что расширение замедляется. Значит, чтобы узнать реальный возраст Вселенной, нам следует помнить об этом и соответственно знать, как быстро расширение замедляется.
На этой диаграмме Хаббла показано, как вычисляется возраст Вселенной
С помощью своей лестницы Хаббл получил в 1929 году значение H, которое соответствовало поразительно малому возрасту – 2 миллиарда лет. Поразительным его можно считать потому, что результаты геологических исследований дают гораздо большее значение, и эти данные весьма надёжны. Замешательство длилось недолго: Вальтер Бааде из обсерватории Маунт-Вилсон вскоре нашёл ошибку в методике, с помощью которой Хаббл определял расстояние. Он пользовался зависимостью период-светимость для цефеид (чем больше период цефеид, тем больше абсолютная светимость) для определения расстояния до ближайших галактик, но звёзды переменной светимости в этих галактиках не были обычными цефеидами и, следовательно, указанной зависимости не подчинялись. С поправками возраст Вселенной удваивался. Через несколько лет Сэндейдж заметил, что Хаббл принял скопления звёзд за отдельные звёзды в более отдалённых галактиках. С этими исправлениями возраст ещё раз удвоился.
Так возраст Вселенной был определён в 10 миллиардов лет. Однако Сэндейджа и Таммана это не удовлетворило. Они тщательно проанализировали работу Хаббла, расширив её рамки. В их распоряжении были новейшая техника и методика калибровки, не говоря уже о 200-дюймовом телескопе-рефлекторе Паломарской обсерватории. В результате их исследований возраст Вселенной ещё раз удвоился и составил около 18 миллиардов лет, так
Пока Сэндейдж и Тамман проверяли и корректировали работы Хаббла, в Техасском университете усердно трудился де Вокулер. Подобно Сэндейджу, он пользовался космической лестницей, идя по ступенькам вглубь ко всё более слабым галактикам. Однако что-то его беспокоило. Через несколько лет он внимательно изучил окружающую нас группу галактик, называемую местным скоплением, и обнаружил, что она является частью гораздо большей группы – скопления скоплений. Доминирующим в группе было гигантское скопление, называемое Девой (расположенное в направлении созвездия Девы). Де Вокулер пришёл к выводу, что это колоссальное скопление воздействует на нашу галактику, поэтому он и получил гораздо меньшее число, чем Сэндейдж и Тамман, которые не учли этого обстоятельства.
Однако никто не обращал на идеи де Вокулера ни малейшего внимания. Наверное, легче было считать, что мы живём в обычной области Вселенной, а де Вокулер уверял, что это аномальная область. Для разрешения противоречия требовался какой-то совершенно новый метод. Такой метод (который, однако, не позволил найти окончательное решение) появился в 1979 году – Марк Ааронсон из обсерватории Стюарда, Джон Хачра из Гарварда и Джереми Моулд из национальной обсерватории Китт-Пик объявили о том, что полученное ими значение Н лежит между значениями, предложенными де Вокулером и Сэндейджем. Однако большинство их измерений, как и измерения Сэндейджа, проводились в направлении скопления Девы. Де Вокулер предложил провести их в каком-либо другом участке неба, подальше от Девы. И конечно же, полученное значение оказалось очень близким к результату де Вокулера.
Ааронсон с сотрудниками использовали метод, разработанный намного раньше Брентом Талли из Гавайского университета и Ричардом Фишером из Национальной обсерватории. Талли и Фишер определяли массу галактик, проводя наблюдения на длине волны 21 см. Линия спектра, соответствующая этой длине волны, при вращении галактик расширяется, т.е. чем больше скорость вращения галактики, тем шире соответствующая линия. Поскольку известно, что наиболее массивные, самые крупные галактики вращаются быстрее других, Талли и Фишеру оставалось лишь измерить ширину линии и тем самым определить «вес» галактики, а из этого, в свою очередь, её истинную яркость, или светимость. Узнав светимость и определив из наблюдений видимую яркость, легко найти расстояние до галактики.
Скопление галактик в Деве (Virgo cluster). В этом скоплении – тысячи галактик
Несмотря на простоту, метод вызывает на практике ряд трудностей. Прежде всего, отнюдь не все галактики повернуты к нам «лицом»; обычно они видны под каким-то углом, а значит, большая часть их света поглощается пылью. Для учёта этого обстоятельства приходится вводить соответствующие поправки, что и сделали Талли с Фишером. Тем не менее их результаты подверглись суровой критике.
Заинтересовавшись этим методом, Ааронсон с сотрудниками решили измерять не видимый свет галактик, а их инфракрасное излучение, тем самым избежав необходимости введения поправок. Инфракрасное излучение не задерживается пылью, а потому и нет необходимости делать поправку на поворот галактик. В итоге учёные получили значение H, согласующееся с результатом измерения де Вокулера.
Ааронсон и его коллеги вскоре убедились, что мы в самом деле живём в аномальной области Вселенной. Мы находимся на расстоянии примерно 60 миллионов световых лет от суперскопления в Деве и стремимся к нему под действием притяжения с весьма большой скоростью. Значит, для того чтобы получить верное значение постоянной Хаббла, нужно из скорости разбегания галактик (с которой они удаляются от нас) вычесть эту скорость.
Правда, Сэндейдж и Тамман не убеждены, что мы живём в аномальной области. Их измерения, как утверждают авторы, не дают оснований считать, что мы движемся к скоплению в Деве, а следовательно, не нужно вводить соответствующую поправку. Интересно, что наша собственная скорость, измеренная Ааронсоном, не совпадает со значением, полученным де Вокулером. По мнению Ааронсона, мы движемся к скоплению в Деве не по прямой, а по спирали; такой вывод основывается на весьма сложной модели вращающегося суперскопления.