Остров знаний. Пределы досягаемости большой науки - Марсело Глейзер Страница 21

«Если пространство пластично, – рассуждал Эйнштейн, – и если оно реагирует на количество материи, то, если бы я знал, сколько материи имеется во всем космосе и как она распределена, я мог бы использовать свои уравнения, чтобы рассчитать форму Вселенной». Как мы уже отмечали, Эйнштейн сделал гигантский шаг вперед, когда всего через год после публикации своей общей теории относительности экстраполировал ее на весь космос. Точно так же когда-то поступил и Ньютон со своим законом всемирного тяготения. Эйнштейн вывел свою новую теорию из-за пределов Солнечной системы, где она уже была испытана, и распространил на всю Вселенную, будучи уверенным, что в ней действуют одни и те же физические принципы. Он предположил, что космос является сферическим и статичным, а затем продолжил упрощение. Поскольку точных данных о распределении материи в космосе получить невозможно, Эйнштейн логично предположил, что в среднем в достаточно больших объемах пространства материя распределена одинаково. ^[50] Такое приближение работает только для по-настоящему огромных пространств, включающих в себя миллионы галактик и простирающихся на множество световых лет. Математически это означает, что плотность материи, то есть ее количество в объеме, является примерно постоянной величиной. В больших объемах содержится больше материи в той же пропорции. Уравнения Эйнштейна определяли геометрию пространства на основании распределения материи, а значит, геометрия должна была отражать эту однородность, выражая ее в простейшей из возможных форм – в сфере. Эйнштейну удалось рассчитать «радиус» этого сферического космоса, а чтобы сделать свою модель стабильной, он добавил в нее странную константу, которую мы сегодня называем космологической постоянной. На этом он прекратил работу, будучи уверенным, что его теория (с некоторыми поправками и коррективами) может ответить на один из старейших вопросов в истории: «Какую форму имеет космос?»

В 1929 году, всего через 12 лет после публикации работы Эйнштейна, ставшей первым трудом по современной космологии, все резко изменилось. Американский астроном Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих наблюдений за дальними галактиками, указывающие на то, что они удаляются от Млечного Пути со скоростями, пропорциональными расстоянию до них. Иными словами, галактика, находящаяся в два раза дальше от нашей, чем ее соседка, двигалась в два раза быстрее. В распоряжении Хаббла имелся самый большой телескоп того времени, рефлектор диаметром 100 дюймов, установленный на горе Маунт-Вилсон в Калифорнии. ^[51] С его помощью он мог видеть дальше и точнее, чем кто-либо до него. Примерно за десять лет до этого Весто Слайфер писал о том, что свет далеких галактик имеет тенденцию отклоняться в красную часть спектра сильнее, чем более близких. Сегодня данное явление известно как красное смещение. Что оно могло означать? Ответ на этот вопрос был получен австрийским физиком Кристианом Доплером еще в XIX веке. Любая волна растягивается по мере смещения ее источника (или наблюдателя). Мы знаем это из экспериментов со звуковыми волнами. Например, по мере того, как машина скорой помощи с включенной сиреной подъезжает ближе к нам, высота звука постепенно повышается, а когда она удаляется от нас, звук становится ниже. Доплер предположил существование этого эффекта в 1842 году, а в 1845 году подтвердил его с помощью эксперимента с участием поезда и нескольких музыкантов, дующих в рога. ^[52] «Эффект Доплера» распространяется и на световые волны, но здесь вместо высоты звука варьируется частота (при этом у синего цвета она выше, чем у красного). Итак, когда астрономы говорят о красном смещении, они имеют в виду растяжение световых волн в результате удаления источника. Синее смещение, наоборот, означает, что источник (или наблюдатель) приближается. Благодаря Доплеру рождается потрясающая связь между повседневным и космическим: теперь каждый раз, заслышав на улице сирену скорой помощи, вы можете думать о миллиардах галактик, разбегающихся в небесах.

Итак, в очередной раз мощный новый инструмент изменил наш взгляд на Вселенную. Еще до Эдвина Хаббла некоторые теоретики размышляли о том, что она может не быть статичной, что, вполне вероятно, она изменяется со временем. Первым подобную мысль высказал голландский ученый Виллем де Ситтер, критиковавший кажущуюся необоснованной идею Эйнштейна о статичном космосе: «Все экстраполяции неточны… Перед нами лишь фотоснимок мира, и мы не можем и не должны утверждать…что мир навсегда останется таким же, как и в момент съемки». ^[53] Пытаясь понять поведение материи в бесконечной Вселенной, де Ситтер в 1917 году предложил другую модель, которая предполагала почти полное отсутствие в космосе материи. Единственным вкладом Эйнштейна в эту концепцию пространства-времени был сам придуманный им термин «пространство-время». С помощью уравнений де Ситтер продемонстрировал, что любой материальный объект должен двигаться со все возрастающим ускорением. Еще через несколько лет русский метеоролог Александр Фридман, приверженец теории Эйнштейна, математически доказал, что ни одно из уравнений общей теории относительности не указывало на обязательную статичность Вселенной. Наоборот, с течением времени она могла расширяться или сжиматься, как воздушный шарик. В таком случае плотность материи также изменялась бы со временем – уменьшаясь при расширении и увеличиваясь при сжатии (представьте себе, что вы переставляете мебель из маленькой комнаты в большой зал или, наоборот, из гостиной в чулан и как от этого меняется количество свободного пространства). Открытый Хабблом закон линейного расширения (указывающий на то, что скорость расхождения далеких галактик пропорциональна расстоянию до них) подтвердил правоту Фридмана. Незачем было делать космос статичным, а тем более вводить для этого искусственные постоянные. ^[54]