Текст книги "Карта Вселенной. Главные идеи, которые объясняют устройство космоса"

Современник Райта философ Иммануил Кант всеми силами поддерживал это утверждение о существовании множества внешних туманностей за пределами нашей собственной Галактики, называя их «островными Вселенными». В трактате «Общая естественная история и теория неба» (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels), опубликованном в 1755 г., Кант написал (согласно переводу): «Мы видим, что существуют похожие звездные системы (звезды туманностей, туманности), которые разбросаны в космосе на бесконечных расстояниях, и что мироздание во всем своем необъятном величии повсюду организовано в системы, члены которых связаны друг с другом… Впереди лежит широкий простор для открытий, и наблюдения сами по себе послужат ключом к разгадке»[29]29
  Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (Königsberg: Petersen, 1755), part 1, translated by Hubble himself in his Realm of the Nebulae (New Haven: Yale University Press, 1982), 23–25.


[Закрыть].

Хаббл в своих Силлимановских лекциях, с которыми он выступал в Йельском университете в 1935 г. (они были опубликованы под названием «Царство туманностей»), описал гипотезу Райта: «Единая звездная система, изолированная во Вселенной, не удовлетворяла его философскому складу ума. Он вообразил другие похожие системы и для видимых свидетельств их существования обратился к таинственным облакам, называемых туманностями»[30]30
  Hubble, Realm of the Nebulae, 23.


[Закрыть].

Астрономы стали изучать туманности, и Слайфер к 1914 г. измерил скорости 13 из них, воспользовавшись изменением длины световой волны, которая возникает из-за движения источника относительно нашего местоположения. Подобно более частому и высокому звуку сирены приближающейся «скорой помощи», спектр света, излучаемый телом, которое движется в нашу сторону, перемещается ближе к синему краю (синее смещение). Напротив, когда излучающий свет объект движется в противоположном от нас направлении, длина волны смещается в красную часть спектра – возникает красное смещение. С помощью этого явления, известного как эффект Доплера, которое дает возможность обнаружить приближение или удаление космических объектов, Слайфер вычислил, что туманности в основном удаляются от нас со скоростью приблизительно 600 км/с, что существенно выше скорости любого известного объекта Солнечной системы. В течение следующих восьми лет он собрал данные о более чем 40 подобных туманностей и обнаружил, что все они, судя по всему, постепенно удаляются, исключение составила лишь туманность Андромеды. Астрономы, среди которых был и Хаббл, задумались над результатами Слайфера, и даже такие выдающиеся теоретики, как, например, Эддингтон, были озадачены подобными огромными скоростями. Эти измерения было непросто интерпретировать, но все признали, что они имеют значение и требуют дальнейшего изучения и осмысления. На тот момент никто не понимал, что речь идет о внегалактических туманностях, так как не было принципиально важных данных – насколько далеко они находятся от Земли.

В 1912 г. Ливитт в Гарвардской обсерватории совершила важнейший прорыв. Директор обсерватории Пикеринг планировал исследовать широкую область ночного неба и, следовательно, был заинтересован в сборе статистики астрономических объектов, в то время как Слайфер углубился в длительное изучение отдельных галактик. Женщины с увеличительным стеклом в руке, привлеченные Пикерингом в качестве рабочих ресурсов, корпели над анализом фотопластинок, занимаясь скрупулезными измерениями. К тому времени фотопластинки были довольно чувствительными, и на каждой из них было запечатлено более тысячи звезд в виде темных пятнышек. Армия женщин Пикеринга, его человеческие компьютеры, занимались утомительной задачей – измеряли и записывали параметры изображения самых ярких звезд[31]31
  Barbara L. Welther, “Pickering’s Harem,” Isis 73 (1982): 94.


[Закрыть].

Астрономы догадались, что при наличии информации об истинной яркости звезды силу ее свечения можно было бы использовать для того, чтобы определить расстояние до Земли. Например, нам известно, что яркость лампочки – 60 Вт, если же она в четыре раза тусклее, мы можем сделать вывод, что она находится в два раза дальше, чем такая же лампочка у нас над головой. Но для подобного сравнения необходимо стандартизировать источники света. Ливитт просто обнаружила набор подобных «звездных лампочек» с известной мощностью в ваттах (так называемые стандартные свечи), иначе говоря, переменные звезды цефеиды. Хотя идея рассматривать переменные звезды в качестве эталонов светимости может показаться парадоксальной, изменение их яркости характеризуется удивительной регулярностью, что позволяет использовать такие объекты в качестве калибровочного инструмента. Яркость этих звезд циклично изменяется регулярным и предсказуемым образом, варьируя от нескольких дней до нескольких месяцев. Ливитт обнаружила зависимость между яркостью цефеид и периодом пульсации. Она вела кропотливую работу по исследованию небольших изменений на многочисленных фотопластинках одного и того же участка неба. Более яркие звезды выглядели как более крупные темные пятна. Она сравнивала размеры таких темных пятен с размерами изображений на калибровочной шаблонной пластинке – проверяла одну за другой отдельные звезды на предмет изменения их яркости. Изучив сотни пластинок, Ливитт стала авторитетным экспертом в вопросах измерения яркости звезды, запечатленной на фотопластинке. Она искала переменные звезды, яркость которых изменялась бы регулярно через фиксированные интервалы времени. Для сравнения пластинок одного и того же участка неба, снятого в разное время, их приходилось совмещать с позитивом того же кусочка неба, снятым в другой день. Если черные и белые пятна на негативном и позитивном изображениях не совпадали должным образом, Ливитт определяла звезду как переменную. После скрупулезной работы в 1908 г. она заявила об открытии 1777 новых переменных звезд в Магеллановом Облаке в Южном полушарии. В самом конце статьи, опубликованной в циркуляре Гарвардской обсерватории, она перечисляет 16 особых звезд (позднее причисленных к цефеидам), «более яркие из которых характеризуются более длительными периодами». Так как все эти звезды находились в одном и том же «облаке» или туманности и, следовательно, приблизительно на одном расстоянии от Земли, она смогла заключить, что их периоды должны быть связаны с их свечением, а не расстоянием до них. Более яркие цефеиды имели более длительные периоды. Обработав эти данные, Ливитт поняла, что может измерить расстояние до этих цефеид. Поскольку две такие звезды с одинаковой светимостью имеют одинаковый период, если одна кажется ярче другой, она определенно находится ближе к нам. Причина проста: яркость ослабевает обратно квадрату расстояния. Звезда в два раза более далекая, чем другая, но с одинаковой видимой яркостью излучает в четыре раза более мощный поток света. Предложенный Ливитт метод измерения расстояний, таким образом, включал следующие этапы: измерить период цефеиды и ее видимую яркость, воспользоваться соотношением периода и блеска для оценки ее объективной яркости, а затем сравнить объективную и видимую яркость для вычисления расстояния до нее. Никто, кроме Ливитт, не был в состоянии найти цефеиды, так как, работая «человеческим компьютером», она проанализировала больше пластинок – и больше звезд, – чем любой из ее конкурентов[32]32
  Lightman, Discoveries, 111–26; and Henrietta Leavitt, “Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud,” article signed by Edward C. Pickering, Harvard College Observatory Circular 173 (March 3, 1912): 3.


[Закрыть].

Конечно, для рабочего метода Ливитт необходима была калибровка. Требовался образец цефеид, расстояние до которых можно было бы измерить с помощью другого независимого метода, например параллакса. К сожалению, во всем Млечном Пути на тот момент не было известно ни одной достаточно близкой цефеиды, расстояние до которой можно было бы измерить с помощью параллакса. Единственным путем решения проблемы была попытка воспользоваться статистикой, рассчитав параллаксы цефеид Млечного Пути. Началась охота за цефеидами. Харлоу Шепли, «золотой мальчик» Маунт-Вилсон, стал искать их в самых разных точках нашей Галактики и, отыскав, в 1920 г. сделал (неверный) вывод, что все туманности лежат в пределах нашей Галактики. Позже он использовал цефеиды в шаровых звездных скоплениях, чтобы показать, что Млечный Путь – это гигантская звездная система, которая значительно больше, чем кто-либо предполагал ранее. Таким было первое успешное практическое применение метода измерения расстояния с помощью переменных цефеид, и Шепли употребил его для вычисления размера нашей Галактики[33]33
  Harlow Shapley, “Globular Clusters and the Structure of the Galactic System,” Publications of the Astronomical Society of the Pacific 30, no. 173 (1918): 42–54.


[Закрыть].

Для расширения сферы применения метода Ливитт астрономам нужно было продолжить поиски данной конкретной категории звезд во внегалактических туманностях, чтобы оценить расстояние. Метод определения расстояния по цефеидам, изобретенный Ливитт, в скором времени сделался стандартным мерилом космоса. Так обстояли дела, когда амбициозный и энергичный Хаббл прибыл в Калифорнию, чтобы взглянуть через самый мощный в мире телескоп. Еще до окончания аспирантуры в Чикагском университете в 1917 г. с диссертацией под названием «Фотографические исследования тусклых туманностей» Хаббл получил приглашение на работу – на должность исследователя в обсерватории Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии. Он отсрочил его на один год для участия в Первой мировой войне. В итоге он отложил свое возвращение на несколько лет, тем не менее рабочее место все еще его ожидало. В это время в эмпирической астрономии господствовали институты Западного побережья. Обсерватория Маунт-Вилсон под управлением Института Карнеги (Вашингтон) и Ликская астрономическая обсерватория на горе Гамилтона, принадлежащая Калифорнийскому университету, представляли собой авангард – в их распоряжении были лучшие телескопы и возможности. Наиболее мощными телескопами были 36-дюймовый телескоп-рефрактор Кроссли в Ликской обсерватории и 60-дюймовый рефрактор в Маунт-Вилсон. Хаббл не смог бы предугадать более благоприятный момент, ведь, когда он вернулся в астрономию, оставалось всего несколько недель до завершения работ по установке в Маунт-Вилсон нового 100-дюймового телескопа Хукера, который в скором времени должен был стать крупнейшим в мире[34]34
  Robert W. Smith, “Edwin P. Hubble and the Transformation of Cosmology,” Physics Today, April 1990, 52–58.


[Закрыть]. В 30-летнем возрасте полный амбиций Хаббл получил доступ к лучшему оборудованию. Можно сказать, все звезды сошлись, так как два его потенциальных конкурента, Гебер Кертис и Шепли, как раз перед его приездом переехали из Калифорнии и вскоре, соответственно, освободили для него место. Кертис и Шепли увязли в спорах, являются ли туманности вселенными-островами, как наша собственная, или же они просто группы звезд, которые являются неотъемлемой частью нашей Галактики. Они расходились в вопросе о размерах Млечного Пути и расстояния до туманностей. Кертис не принимал уравнение период-светимость Ливитт, в то время как Шепли с успехом использовал его для определения размера Млечного Пути. Кертис, желавший фотографировать спиральные галактики с равными интервалами для поиска новых звезд и переменных – как в конце концов это сделал Хаббл, – вышел из борьбы, покинув Ликскую обсерваторию в 1920 г., чтобы стать директором обсерватории Аллегейни в Пенсильвании, где он не мог заниматься данной исследовательской программой. Тем не менее два года, в течение которых Хаббл и Шепли пересекались в Маунт-Вилсон, стали началом их соперничества, которое продолжалось на протяжении всей жизни. Затем Шепли уехал в Кембридж и после испытательного срока стал директором Гарвардской обсерватории. Несмотря на то что ученые не переносили друг друга, они поддерживали постоянную переписку – расчетливый и проницательный Хаббл всегда делился своими идеями и открытиями с влиятельным и авторитетным Шепли[35]35
  Bartusiak, Day We Found the Universe, 169–250; and Lightman, Discoveries, 236–40. Hubble’s account of his research work is in his Realm of the Nebulae.


[Закрыть].

Хаббл решил взяться за задачу измерения расстояния до туманностей. С помощью метода Ливитт он начал искать цефеиды. Для этого понадобились долгие одинокие ночи наблюдений вместе с ассистентом – приходилось сидеть на платформе рядом с телескопом, со 100-дюймовым зеркалом, и следить за звездами. Хаббл надевал теплую одежду и, как только телескоп фокусировался на нужном участке, зажигал трубку и сидел сгорбившись, наблюдая, как над ним медленно проплывают небеса. В одну из этих небесных вахт он, к своей радости, обнаружил цефеиду в туманности Андромеды (наша ближайшая из соседних галактик) и успешно вычислил, что расстояние до нее составляет 900 000 световых лет, а это в три раза превышает размер нашей Галактики, по расчетам Шепли, который использовал тот же метод внутри Млечного Пути[36]36
  Световой год – это расстояние, которое проходит свет за год со скоростью примерно 300 000 км/с, приблизительно соответствует расстоянию в 9,7 трлн км.


[Закрыть].

Это ясно показало, что туманность Андромеды является внешней галактикой, расположенной далеко за пределами нашей собственной. Хаббл продолжил работу, измерив расстояния до нескольких других туманностей, и выявил, что все они расположены вне пределов Млечного Пути. Таким образом, он установил существование настоящих внегалактических туманностей. Хаббл тщательно и терпеливо работал над своей программой исследования спиральных галактик. Его первым крупным открытием и заявкой на славу стало определение точных расстояний с помощью цефеид до туманности NGC 6822 (где он нашел 11 переменных звезд) и туманности Андромеды (в этот раз он выявил еще 11 переменных звезд), которое показало, что они находятся в 700 000 и 1 млн световых лет от нас соответственно. Эти громадные расстояния, значительно превосходящие размер нашей Галактики, подразумевали, что они были внешними по отношению к Млечному Пути. Хаббл оставил свой след в истории, раз и навсегда разрешив в 1925 г. злосчастный спор между Кертисом и Шепли.

Наша Галактика отнюдь не уникальна, она всего лишь одна из галактик, которых множество во Вселенной. На тот момент не только Земля воспринималась всего лишь как одна из планет, вращающихся вокруг Солнца, но и Млечный Путь стал просто одной из многочисленных галактик. Глубоко укоренившееся мнение, согласно которому мы занимаем во Вселенной особое место, рассеялось как дым. Это понимание стало началом другой, куда более радикальной, перестройки нашей карты знаний о космосе.

Репутация Хаббла после этого открытия надежно закрепилась в астрономическом сообществе. Воспользовавшись своей выучкой адвоката, он был крайне осторожным и внимательным наблюдателем, который неизменно просчитывал, как лучше представить свои результаты, – и редко спешил. Хаббл принимал все меры предосторожности, старательно добивался расположения возможных недругов и конкурентов и стремился подготовить железные аргументы для убеждения скептиков в истинности своих наблюдений. Кроме того, он никогда не пытался интерпретировать свои наблюдения в фокусе какой-либо конкретной теоретической модели – оставлял эту задачу на откуп теоретикам и другим специалистам. Продолжая определять расстояния до нескольких других галактик, Хаббл в итоге увидел зарождающуюся модель удаления галактик в зависимости от их расстояния до нас.

Не так легко было выявлять и изучать цефеиды, если они находились за пределами 5 млн световых лет, даже несмотря на беспрецедентную чувствительность 100-дюймового телескопа. Хаббл вырвался вперед, применяя классы некоторых из самых ярких звезд – классы О и В – в качестве эталонных единиц силы света (стандартных свечей). При наличии данной методологии и лучшего возможного оборудования под рукой он постепенно обратил внимание на туманности Слайфера, удаляющиеся от нас. Хотя у Хаббла был доступ к данным Слайфера, он не был знаком с теоретическими работами Фридмана и Леметра. Непохоже, что Хаббл вообще встречал где-либо идею расширяющейся Вселенной или знал, как интерпретировать свои данные в свете подобной теории. Теория двинулась в сторону радикально новой картины Вселенной как изменяющейся структуры. Это был огромный скачок с философской и интеллектуальной точки зрения, так как подразумевалось, что каким-то образом пространство само по себе растягивалось – концепция, которую было очень сложно принять.

С помощью самых точных инструментов того времени на базе лучшей в мире астрономической обсерватории Хаббл осуществил невозможное. В 1929 г. он представил свои данные и данные Слайфера и показал, что есть прямая зависимость между скоростью удаления туманности и ее расстоянием до нашей планеты. Таким образом, туманность на двукратной дистанции удаляется с двукратной скоростью. Эта зависимость сегодня известна как закон Хаббла. Постоянная, которая связывает скорость и расстояние, именуется постоянной Хаббла. Однако данные, которые Хаббл представил в рамках первоначального исследования 24 туманностей, выражали слабую тенденцию и были не очень убедительными. С уверенностью, основанной на прежних успехах, перестав играть роль сверхосторожного ученого, он смело заявил, что данные на графике в его работе указывают на существование подобной зависимости. Он совершил своего рода прыжок веры, заявив о данной зависимости, и, несмотря на все амбиции и рвение, после этого знаменательного открытия Хабблу и астрономическому сообществу понадобилось несколько лет, чтобы принять его и осознать значение. Только перейдя к исследованию галактик, расположенных на куда большем расстоянии, чем упомянутые в его первой работе, Хаббл смог подготовить убедительную аргументацию для линейной зависимости, которую продемонстрировал в работе, написанной совместно с Мильтоном Хьюмасоном в 1931 г. Понадобились теоретические модели Леметра и наблюдения Хаббла и Хьюмасона, чтобы астрономы признали революционность выводов Хаббла. При всем при этом он сохранял скептическое отношение к интерпретации расширяющейся Вселенной, несмотря на свою роль первооткрывателя решающих свидетельств в пользу данной теории.

Глобальное переустройство нашего мировоззрения в 1931 г. шло полным ходом. Хаббл предугадал будущее – появлялись все более и более значительные открытия, перевернувшие наше мнение о стабильном и неподвижном космосе. Теперь мы впервые взглянули на нашу беспокойную Вселенную.

Чтобы понять, что происходило при встрече теории с наблюдениями, нам нужно вернуться к математическому решению Леметра уравнений Эйнштейна. Теоретический прогноз Леметра, согласно которому скорости удаления туманностей пропорциональны их расстоянию, предполагает Вселенную, в которой масса ровно распределена, поскольку в этом случае происходит единообразное расширение одновременно во всех направлениях. Решение Леметра недействительно, если во Вселенной есть участки, в которых масса распределяется сгустками: его модель требует, чтобы Вселенная была однообразной и более или менее однородной. Данные, собранные Хабблом и Слайфером, простирались не далее 6 млн световых лет и показывали, что пространство заполнено галактиками и едва ли однородно. Наше нынешнее понимание распределения материи во Вселенной показывает, что гипотеза однородности действительна только в куда более значительных масштабах, чем те, которыми изначально мыслил Хаббл. В тех гигантских масштабах, которые нам доступны сегодня, сгустки в виде отдельных галактик начинают теряться – точно так же, как наша кожа, состоящая из клеток, кажется гладкой.

Согласно Леметру, в меньших масштабах, в которых производили свои измерения Хаббл и Слайфер, Вселенная не обязана быть единообразной и едва ли возможна линейная зависимость между скоростью удаления и расстоянием. Хаббл, не знакомый в 1929 г., когда он писал свою работу, с прогнозами модели Леметра, просто выдвинул смелое предположение, оказавшееся истинным. Фактически только после выхода на расстояние в 100 млн световых лет Хаббл и Хьюмасон обнаружили куда более убедительные доказательства линейной зависимости. Данные в их совместной работе от 1931 г. обосновывают выявленную зависимость, так как они охватили большие масштабы и рассмотрели условия, при которых становится верным решение Леметра. Хаббл не интерпретировал линейную зависимость как признак и следствие однородной расширяющейся Вселенной. Он понимал только то, что его выводы имеют большое значение для космологии. Реализацию далеко идущих последствий своих результатов он возложил на плечи теоретиков, преимущественно Леметра с опорой на Эддингтона. В своей работе 1931 г. Хьюмасон и Хаббл, пусть и мимоходом, упоминают теоретическую модель де Ситтера. Так совпало, что Слайфер зафиксировал почти все случаи красного смещения из упомянутых в работе Хаббла 1929 г., хотя Хаббл и не признавал его. Соперничество отражалось в таких, на первых взгляд незначительных, попытках игнорирования и отказе проявить искреннее уважение. Эта неприятная практика, ведомая конкуренцией, гонкой за возможностью опубликоваться первым и неосознанным – или порой намеренным – отказом признавать труды других под влиянием личных амбиций, к сожалению, сохранилась и сегодня. Подобные упущения – результат соревнования за право первым опубликовать новые открытия и получить признание.

Хаббл был закоренелым ученым-экспериментатором и полностью опирался на данные. Однако он весьма отчетливо осознавал необходимость теоретического каркаса и в своей работе «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae) размышлял: «Наблюдения и теория неразрывно связаны, и бесполезно пытаться их полностью разделить. Наблюдения всегда связаны с теорией»[37]37
  Hubble, Realm of the Nebulae, 23.


[Закрыть].

По мере того как ажиотаж вокруг наблюдений только рос с появлением новостей о все большем и большем количестве разбегающихся туманностей, Леметр решил, наконец, продвинуть свои научные труды. Он отправил Эддингтону вторую копию работы, написанной в 1927 г. после публикации Хабблом в 1929 г. его данных. Эддингтон, получив цельную картину, настоятельно порекомендовал Леметру опубликовать его статью на английском языке в солидном и популярном среди широкой публики журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, а также лично занимался продвижением его модели. Заступничество Эддингтона в конце концов привлекло внимание Эйнштейна. Ранее, в 1927 г., Эйнштейн жестоко раскритиковал работу Леметра. «Ваши расчеты верны, – сказал он. – Но ваши представления о физике внушают отвращение»[38]38
  Smith, “Edwin P. Hubble,” 57.


[Закрыть].

В этот момент Эйнштейн вспомнил работу Фридмана, которую ошибочно раскритиковал, и обратился к модели расширяющейся Вселенной. После проведенного в 1931 г. Хабблом семинара в библиотеке Маунт-Вилсон Эйнштейн сделал публичное заявление: он, по сути, признал, что ошибался относительно статичной Вселенной и не было никакой нужды в дополнительной константе, которую он добавил в свои уравнения. Журналист Джордж Грей, вскоре рассказавший о мероприятии в журнале Atlantic, описал открытие как «революционно новую картину космоса – Вселенную в процессе расширения, огромный надувающийся пузырь, который распухает, растягивается и превращается в тонкую паутину»[39]39
  George W. Gray, “Invisible Stuff,” Atlantic Monthly, July 1931, 47–56.


[Закрыть].

Появилась новая трактовка истории Вселенной, с хронологическим началом, после которого продолжалось ее расширение. 7 сентября 1932 г. отчет помощника директора Музея Филадельфии Института Франклина Джеймса Стокли для The New York Times начинается со следующей цитаты Эддингтона: «Сегодня расширяющаяся Вселенная занимает свое прочное место в науке»[40]40
  James Stokley, “Eddington Pictures Expanding Universe,” New York Times, September 7, 1932, available at http://timesmachine.nytimes.com/times machine/1932/09/08/100802822.html


[Закрыть]. Леметр представил элегантную теоретическую основу, позволявшую интерпретировать расширение, обнаруженное Хабблом в процессе наблюдений. Хабблу было нелегко принять данную интерпретацию своей линейной зависимости как свидетельство расширяющейся Вселенной. Он явно демонстрирует это в аннотации к своей работе от 1936 г. «Влияние красного смещения на распределение туманностей»: «Высокая плотность предполагает, что расширяющиеся модели представляют собой вынужденную интерпретацию данных»[41]41
  Edwin Hubble, “Effects of Red Shifts on the Distribution of Nebulae,” Astrophysical Journal 84 (1936): 517–54, quote on 517.


[Закрыть].

И все-таки благополучное разрешение сомнений Эйнштейна и Хаббла относительно судьбы Вселенной свидетельствует не только о важной роли теорий и доказательств, но и о том, что личные убеждения порой тяжело преодолеть даже ученым, имеющим перед глазами соответствующие подтверждения. Интерпретация данных вызывала у Хаббла беспокойство. Он не был уверен, связано ли на самом деле красное смещение спектров отдаленных туманностей с их скоростью, так как именно это являлось исходной точкой интерпретации Вселенной как однородной и расширяющейся. По его мнению, гипотеза, согласно которой красное смещение не связано со скоростью, в отсутствие удовлетворительных и убедительных толкований представляет собой куда более целесообразную версию. Хаббл чувствовал, что существует выбор – принять статичную Вселенную или потенциально новый физический принцип. Хаббл предпочел сделать вывод, что наблюдаемое красное смещение являлось скорее не результатом расширения Фридмана – Леметра, а следствием пока не раскрытого фундаментального принципа природы.

Однако сопротивление Эйнштейна имело глубокие корни. Недавно было найдено еще одно свидетельство, демонстрирующее степень его нежелания отказаться от представления о стабильной неразвивающейся Вселенной. Хотя публично он допустил идею расширяющейся Вселенной, ранее неизвестная рукопись, найденная в 2013 г. среди его бумаг в архивах Университета в Иерусалиме, предполагает, что Эйнштейн частным образом прилагал усилия для возврата к статичной Вселенной даже после судьбоносного семинара в Маунт-Вилсон, на который его пригласил Хаббл. В рукописи, датированной 1931 г., Эйнштейн изучал модель, в которой средняя плотность Вселенной удерживается в фиксированном виде за счет некого процесса, постоянно порождающего материю из пустоты. В этой модели статичная Вселенная кажется динамичной[42]42
  Cormac O’Raifeartaigh, Brendan McCann, Werner Nahm, and Simon Mitton, “Einstein’s Steady State Theory: An Abandoned Model of the Cosmos,” accepted for publication in European Physics Journal H, last revised May 22, 2014, http://arxiv.org/abs/1402.0132


[Закрыть].

Эйнштейн искал решение, которое бы позволило «компенсировать» расширение Вселенной. Модель, обрисованная в этом написанном от руки четырехстраничном наброске, очень отличается от многих других, которые он исследовал ранее. Эта работа показывает, что Эйнштейн создал так называемую «игрушечную модель» и предугадал создание модели стабильного космоса, разработанной в 1950-х гг. такими учеными как Фред Хойл, Герман Бонди и Томас Голд. Специалисты, которые нашли этот неопубликованный набросок, а именно Кормак О’Рэферти, Брендан МакКанн, Вернер Нам и Саймон Миттон, обнаружили, что расчеты Эйнштейна содержат серьезную математическую ошибку, ставшую, судя по всему, причиной, по которой Эйнштейн забросил эту работу. Получается, он ухватился за модель стабильного состояния значительно раньше – по сути, речь идет о нескольких десятилетиях, – чем другие ученые. Эта неопубликованная модель упоминается в наброске, озаглавленном «О космологической проблеме» (Zum kosmologoschen Problem), который, как считали некогда, являлся ранней версией другой работы. Эйнштейн полностью отрекся от этих вычислений; они не упоминаются ни в одной из последующих работ, связанных с вопросом космологических моделей. В этой рукописи он строит модель, опираясь на первоначальные принципы: по-прежнему есть космологическая постоянная, но нет никаких отсылок к анализу Фридмана или любым развивающимся моделям самого Эйнштейна, опубликованным ранее, в 1931 г. Интересно здесь то, что, пока Эйнштейн вместе с де Ситтером воодушевленно работал в 1931 и 1932 гг. над двумя трудами касательно моделей расширяющейся Вселенной, он все еще продолжал тайно обыгрывать модель стабильного состояния. Эйнштейн отчаянно пытался реанимировать неподвижную Вселенную. Также в рукописи нет никаких упоминаний о проблеме возникновения космоса, которая была одним из основных источников недовольства Эйнштейна решением Леметра. Таким образом, судя по всему, он продолжал упорные поиски стабильной Вселенной не из-за нежелания искать решения зарождающейся Вселенной. Возможно, это была его последняя попытка сохранить теорию статичной Вселенной, пусть даже это казалось крайне маловероятным.

К концу 1930-х гг. большая часть астрономического сообщества приняла теорию расширяющейся Вселенной, тем не менее в научных кругах оставались некоторые ученые, все еще скептически настроенные в отношении данной космологической концепции даже после того, как такие светила, как Эйнштейн и Эддингтон, публично ее поддержали. В действительности Хаббл все еще сомневался относительно расширения Вселенной вплоть до своей последней работы, которую представил на лекции Джорджа Дарвина Королевского астрономического общества в мае 1953 г., всего за четыре месяца до своей смерти. Если экстраполировать решение Леметра обратно во времени, получается, что у пространства и времени имеется начало. Необходимость в точке старта вызывала беспокойство у ряда космологов. Модель расширяющейся Вселенной Фридмана и Леметра означала, что ранее Вселенная была не только меньше, но и плотнее. Это, конечно, неизбежно вело к очевидному вопросу о ее происхождении. Леметр постулировал, что Вселенная могла произойти в результате взрыва, который в дальнейшем привел к ее расширению. Это подразумевало, что у Вселенной было начало, то есть мгновение, когда все и началось. Хотя уже существовал прочный фундамент, подкрепляющий модель Большого взрыва, имелись вопросы, все еще нуждавшиеся в решении, включая формирование химических элементов и возраст Вселенной.

Несмотря на революцию, которую произвела работа Хаббла (а заодно и его долг перед Ливитт), никто из них не был награжден Нобелевской премией. Астрономическое сообщество восхваляло Хаббла, получившего множество наград и медалей, тем не менее он потратил много времени из своих последних лет на то, чтобы добиться включения астрономии в физику как дополнительного направления. Его намерением было добиться, чтобы подобных ему астрономов рассматривали как кандидатов на Нобелевскую премию. К сожалению, при жизни Хаббла этого не случилось. В конце концов Нобелевский комитет решил расширить границы премии по физике и включить в нее астрономию. В 1925 г. Йеста Миттаг-Леффлер из Шведской академии написал Ливитт, заявив о намерении номинировать ее на Нобелевскую премию. Он не знал, что к тому времени ее уже три года не было в живых.

Вспыхнувшая Вторая мировая война ограничила развитие космологии, поскольку научные ресурсы были перенаправлены на военные нужды, однако в итоге именно она привела к фундаментальным технологическим прорывам, непредсказуемым образом изменившим эту науку. Развитие новых инструментов поменяло саму постановку вопросов. Новые шаги в ядерной физике создали условия для целого ряда расчетов химических элементов, которые были сформированы в ходе первичного космологического взрыва. В 1946 г. американский физик русского происхождения Джордж Гамов[43]43
  Гамов Георгий Антонович родился в Одессе 4 марта 1904 г. Учился в Ленинградском университете в 1922–1928 гг. Работал в Гёттингене, Копенгагене, Ленинграде до отъезда из СССР в 1933 г. – Прим. науч. ред.


[Закрыть] рассчитал, как из первичного «бульона», состоящего из частиц, могли появиться различные химические элементы. Предположив первоначальное состояние бесконечно горячего и бесконечно плотного «космического рагу», как прогнозировал Леметр, включающего радиацию и субатомные частицы – электроны, протоны и нейтроны, – Гамов и его соратники в результате расчетов обнаружили большое количество водорода и гелия, которые были сформированы в зарождающейся Вселенной. Они использовали компьютеры, разработанные для расчета атомных бомб. Однако недовольство данной гипотезой первичного космического взрыва росло, и с другой стороны океана возникла новая революционная идея, согласно которой Вселенная могла находиться в стабильном состоянии и при этом не быть статичной. Противников модели Большого взрыва подстегнула неспособность Гамова спрогнозировать формирование иных элементов, помимо водорода и гелия. Сегодня мы знаем, что водород и гелий ответственны за 99 % материи во Вселенной, но существуют и более тяжелые элементы – такие как бериллий, бор и железо. В то время их происхождение оставалось неясным. Ранняя Вселенная и горячий космический взрыв на первый взгляд не могли спровоцировать их возникновение. Именно невозможность объяснить синтез химических веществ привела к созданию Хойлом термина «Большой взрыв» – достаточно уничижительного, так как он предполагал, что «большой взрыв представляет собой иррациональный процесс, который нельзя описать научными терминами… или попробовать изучить, обратившись к наблюдениям»[44]44
  Fred Hoyle, BBC radio broadcast, March 28, 1949, reprinted in Listener 41 (April 7, 1949): 568. See www.joh.cam.ac.uk/library/special_ collections/hoyle/exhibition/radio


[Закрыть].