Продолжаю рассказывать про то, что я вычитал в «Краткой истории времени» Стивена Хокинга. Это шестая часть рассказа.

Звёзды и галактики

В 1924 году Эдвин Хаббл измерял расстрояния до звёзд следующим образом: фиксировал положение звёзд в одно время сравнивал с их положением в другое время, когда Земля смещалась относительно Солнца (например, через полгода, то есть полоборота относительно Солнца). Те звёзды, которые были ближе, смещались сильнее, а те, которые дальше, смещались меньше. По этому смещению можно было рассчитать расстояние до звёзд.

Дальше оказалось, что некоторые звёзды — не звёзды вовсе, а далёкие галактики. Разница в том, что они расположены настолько далеко, что никакого видимого смещения у них нет. Поэтому для измерения расстояния пришлось использовать косвенный метод. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое количество света излучает звезда (её светимость), и от того, где она находится (расстояние до неё). Яркость и расстояние до «близких» звёзд мы можем измерить; следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звёзд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость. Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звёзд всегда одна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, рассуждал Хаббл, если такие звёзды обнаружатся в другой галактике, то, преположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчёты для нескольких звёзд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надёжной. Таким путём Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик.

Теперь известно, что в нашей галактике несколько сотен тысяч миллионов звёзд, а в видимой части Вселенной несколько сотен тысяч миллионов галактик, разделённых огромными областями пустого пространства.

Красное смещение

Звёзды очень далеко, поэтому для большинства из них мы можем наблюдать только одно свойство — цвет идущего от них света. Пропуская свет через стеклянную призму можно разложить его на спектр, то есть на волны разной длинны. Разные звёзды имеют разный спектр, но относительная яркость разных цветов всегда в точности такая же, как в свете, который излучает какой-нибудь раскалённый докрасна предмет. (Свет, излучаемый раскалённым докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета, — тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектур излучаемого ею света.) Кроме того, мы обнаружим, что некоторые очень специфические цвета вообще отсутствуют в спектрах звёзд, причем отсутствующие цвета разные для разных звёзд. Поскольку, как мы знаем, каждый химический элемент поглощает свой определённый набор характерных цветов, мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в её атмосфере.

В двадцатых годах 20 века, когда астрономы начали исследование спектров звёзд других галактик, обнаружилось нечто ещё более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звёзд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спектра. Так проявляется эффект Доплера: это когда источник света от нас удаляется, то расстояние между гребнями электромагнитных волн света увеличивается, и получается что частота приходящих волн меньше, то есть спектр цветов этого света смещается к красному концу диапазона («красное смещение»). Этот же эффект используется в лазерных радарах, которые по смещению длин отражённых объектом волн определяют скорость приближения или удаления этого объекта. Красное смещение спектра звёзд большинства других галактик означает, что другие галактики от нас удаляются, причём быстро.

В 1929 году Хаббл обнаружил, что величина красного смещения не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками всё время увеличиваются.

Модель Фридмана

За несколько лет до этого, в 1922 году А. А. Фридман построил модель расширяющейся вселенной. Он сделал 2 предположения:

1. Вселенная выглядит примерно одинаково в любом направлении.
2. Первое утверждение остаётся справедливо, даже если производить наблюдения из какого-нибудь другого места во Вселенной.

Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что это возможно, только если Вселенная не статическая и всё время расширяется. Таким образом Фридман в точности предсказал наблюдения Хаббла.

По модели Фридмана получалось, что если сейчас Вселенная расширяется, значит раньше она была очень маленькой, горячей, раскалённой добела и искускающей свет. И мы даже можем видеть этот свет от далёких областей той ранней Вселенной, потому что он дошёл бы до нас только сейчас. Но из-за расширения Вселенной и эффекта Доплера красное смещение должно быть настолько большим, что это излучение будет уже не видимым светом, а микроволновым (СВЧ) излучением (с длинной волны порядка 10 тысяч миллионов волн в секунду). И в 1965 году такое излучение обнаружили. В каком бы направлении мы ни производили наблюдения, это излучение меняется не больше, чем на одну десятитысячную. То есть Вселенная действительно очень однородная во всех направлениях, что подтверждает первое предположение Фридмана.

То, что всё вокруг такое одинаковое, может натолкнуть на мысль, что мы находимся в каком-то особенном месте Вселенной, в самом её центре. Но то же самое было бы справедливо и по модели Фридмана. Это что-то вроде шарика, на который нанесены точки, и его всё время надувают дальше. В таком шарике расстрояние между любыми двумя точками увеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. Притом чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга.

К чему всё это ведёт

Сам Фридман рассматривал только одну модель, но можно указать три разные модели, для которых выполняются оба фундаментальных предположения Фридмана:

1. Вселенная расширяется, но не слишком быстро, и в конце концов гравитация её затормозит, она перестанет расширяться, начнёт сжиматься и в конце концов произвойдёт Большое Схлопывание.
2. Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитации не успеет её затормозить (ведь с увеличением расстояния сил гравитации уменьшается) и Вселенная просто разлетится.
3. Скорости Вселенной достаточно, для того, чтобы избежать сжатия до нуля, но не больше. В этом случае галактики тоже разбегаются, со всё меньшей и меньшей скоросью, но эта скорость никогда не падает до нуля.

Книга 1988 года и с тех пор появились данные, что Галактики не просто разлетаются, а разлетаются с ускорением. Но принципиально это ничего не меняет: во всех сценариях Вселенная в конце концов либо схлопнется, либо разорвётся, либо умрёт тепловой смертью. Правда, произойдёт это то ли через 9 миллиардов, то ли через 100 триллионов лет, но меня это всё равно расстраивает, и я как узнал — неделю грустный ходил :-(

Фотка с телефона по запросу «Красное смещение»

Все части серии

1. Эволюция представлений об устройстве Вселенной
2. Неабсолютное пространство
3. Неабсолютное время
4. Взаимодействие света и гравитации
5. Предельная скорость перемещения в пространстве
6. Большой взрыв, большое схлопывание и тепловая смерть
7. Жизненный цикл звёзд и чёрные дыры
8. Квантовая физика и вероятностный мир

Где купить «Краткую историю времени» Хокинга

— Бумажную — на Озоне, я читал её,
— электронную — на Литресе,
— аудиоверсии пока нет.

Как получать свежие посты

— Электронная почта и РСС — туда попадают только посты в блог,
— телеграм-канал, фейсбук и твиттер — туда попадают заинтересовавшие меня ссылки с короткими комментариями,
— инстаграм — туда иногда выкладываю фотки.