Большого взрыва) не было ни времени, ни пространства. Отчасти это напоминает языческую космогонию древних, когда неподвижная вечность трансформируется в бойкое историческое время.
Нестационарные решения Фридмана предполагают три варианта развития событий. Первый вариант: кривизна пространства нулевая (средняя плотность материи Вселенной в точности равна критической плотности), то есть трехмерное Евклидово пространство, аналог которого – плоскость, расширяется неограниченно. Второй вариант: пространство имеет положительную кривизну (средняя плотность материи превышает критическую плотность), поэтому мир представляет собой конечную по объему, но безграничную гиперсферу, раздувающуюся наподобие детского воздушного шарика или мыльного пузыря. Поскольку плотность вещества выше критической, рано или поздно расширение прекратится и сменится сжатием (разлет вещества остановят силы гравитации). Третий вариант: кривизна пространства отрицательная (средняя плотность материи меньше критической плотности), поэтому, как и в первом варианте, мир расширяется неограниченно, только его форма не плоская, а представляет собой псевдосферу или гиперболоид, аналогом которых в двух измерениях является поверхность седла. Такая Вселенная описывается геометрией Лобачевского, где сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а через точку, лежащую вне прямой, можно провести сколько угодно прямых, параллельных данной.
Весьма любопытно, что теоретические выкладки Фридмана и Ситтера пришлись на то время, когда наблюдательная астрономия мало-помалу накапливала данные о том, что наша Вселенная, вопреки модели Эйнштейна, отнюдь не стационарна, а непрерывно эволюционирует. Все началось с того, что американский астроном Вестон Слайфер на протяжении 10 лет (начиная с 1912 года) терпеливо фотографировал спектры внегалактических туманностей. В ту пору еще никто не знал, что в действительности они представляют собой гигантские звездные острова наподобие нашей Галактики и лежат невообразимо далеко от Млечного Пути. Слайфер задался целью вычислить их лучевые скорости, то есть установить, приближаются они к нашей Галактике или, наоборот, удаляются от нее. В своих расчетах он опирался на давным-давно известный эффект Доплера, который, полагаю, вам, читатель, знаком не так хорошо, как американскому астроному. Посему сделаю небольшое отступление.
Австрийский физик Кристиан Доплер открыл эффект, названный впоследствии его именем, очень давно – еще в 1842 году. Наверное, его можно было обнаружить и раньше, но так уж устроен человек – сплошь и рядом мы смотрим, но не видим. Психологи утверждают, что всему виной специфика нашего восприятия, которая предпочитает отталкиваться от хорошо знакомых вещей и откровенно игнорирует все непривычное. За деревьями человек не видит леса. Как бы там ни было, но рассказывают, что Клод Моне, один из основоположников импрессионизма, был первым художником, обратившим внимание на знаменитый лондонский туман. Поколения британцев даже не подозревали, что в их британской атмосфере, перенасыщенной мельчайшими частичками угля, происходит нечто совершенно особенное. Но вот явился чужестранец с незамыленным глазом и с ходу написал картину «Мост Ватерлоо (эффект тумана)», которая буквально перепахала надменных островитян.
С эффектом Доплера дело обстоит в точности так же. Если мимо вас по шоссе проносится машина с включенной сиреной, то по мере ее приближения тон сигнала звучит все выше, но стоит ей с вами поравняться, как звук сразу же падает на целую октаву и затем (по мере удаления) становится все более басовитым. То же самое можно наблюдать на станционной платформе: гудок приближающейся электрички упорно лезет вверх, но когда она пролетает мимо, тон гудка скачкообразно меняется с высокого на низкий. Суть эффекта лежит на поверхности, ибо звук – это чередование сжатий и разрежений воздуха, а расстояние от одной области сжатия до другой есть не что иное, как длина волны. Чем больше длина волны, тем ниже звук, а чем волна короче, тем звуковой тон выше. Если источник звука (в данном случае – электричка) движется по направлению к вам, то на единицу длины приходится большее число волн – волновой «частокол» становится более тесным. Если же источник удаляется, то картина оказывается прямо противоположной – длина волны начинает расти. Таким образом, длина волны, испускаемой источником, зависит не только от свойств источника, но и от его скорости.
Свет, как и звук, тоже имеет волновую природу и представляет собой колебания (или волны) электромагнитного поля. Интервал частот, воспринимаемых человеческим глазом (видимая область спектра), лежит между красным светом с длиной волны 740 нм (нанометров, или миллиардных долей метра) и фиолетовым светом с длиной волны 400 нм. Длинноволновое инфракрасное излучение мы воспринимаем как тепло, распространяющееся от нагретых тел, а наибольшей длиной волны обладают радиоволны, лежащие в крайней правой части электромагнитного спектра. Область коротких волн представлена ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма-излучением (по мере уменьшения длины волны). Таким образом, и гамма-лучи, и видимый свет, и радиоволны являются по своей физической природе электромагнитным излучением и различаются между собой только лишь длиной волны, или частотой колебаний в секунду. Чем выше частота колебаний, тем меньше длина волны, и наоборот.
В оптическом диапазоне наибольшую длину волны имеет красный свет, следом идут оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий и фиолетовый – самый коротковолновый в видимой области спектра. Если источник света движется по направлению к нам, то расстояние между гребнями следующих друг за другом волн уменьшится, а частота колебаний соответственно возрастет. В результате все линии сместятся к фиолетовому концу спектра на одну и ту же величину. Можно сказать, что свет приближающейся к нам звезды немного поголубеет. При удалении объекта от наблюдателя возникает противоположная картина: интервал между гребнями волн увеличивается, а частота колебаний падает. Линии смещаются в красную часть спектра, и свет улетающей звезды приобретает красноватый оттенок. Таким образом, в первом случае мы имеем фиолетовое смещение, а во втором – красное. Величину смещения сравнивают с положением линий в спектре неподвижного источника.
Вестон Слайфер проанализировал спектры 40 галактик и пришел к выводу, что большая их часть от нас удаляется, причем с очень большими скоростями – порядка сотен и даже тысяч километров в секунду. Этот факт его весьма заинтриговал, поскольку куда естественнее было бы обнаружить хаотичный разброс в направлении их скоростей. Если вы 40 раз подбросите монету, крайне маловероятно, что она 35 раз подряд упадет орлом вверх. Такие фокусы просто-напросто запрещены теорией вероятностей. И чем больше измерений проводил Слайфер, тем более странная складывалась картина, ибо величина красного смещения раз от раза росла. Положение усугублялось тем, что американский астроном, как мы помним, понятия не имел о внегалактической природе своих объектов: он считал их туманностями, расположенными в нашей Галактике.
Когда в середине 20-х годов прошлого века удалось доказать, что туманности Слайфера в действительности не что иное, как огромные звездные острова, лежащие далеко за пределами Млечного Пути, дышать стало полегче. Коль скоро у объекта обнаруживаются сразу два необычных свойства – аномальная скорость и нетипичное местоположение, – можно рассчитывать, что между ними существует какая-то связь. Работу Слайфера продолжили другие астрономы, и через короткое время у них в руках уже был внушительный список внегалактических туманностей с различными показателями красного смещения. Впервые удача улыбнулась в 1929 году нашему старому знакомцу Эдвину Хабблу, который вообще-то был юристом по образованию, а астрономией увлекся позже. Сравнивая между собой скорости галактик, он обнаружил простую закономерность: чем дальше та или иная галактика расположена, тем быстрее она от нас удаляется. Другими словами, скорости галактик прямо пропорциональны их расстоянию от земного наблюдателя, что выражается соотношением V = Hr, где V – скорость удаления, r – расстояние от галактики до Земли, а Н – коэффициент пропорциональности, впоследствии получивший название постоянной Хаббла по первой букве его фамилии (Hubble).
Надо сказать, что Хабблу крупно повезло. Свой закон он вывел из наблюдения за галактиками, отстоящими от нас всего на 1–2 миллиона парсек (мегапарсек, или Мпк), тогда как сегодня известно, что на таких сравнительно небольших расстояниях его закон работает, мягко говоря, неважно, поскольку близкие галактики «повязаны» силами гравитации. Предположив, что самые яркие звезды других галактик (сверхновые и новые) имеют примерно одинаковую светимость, он сравнивал их усредненную абсолютную звездную величину с видимым блеском и в результате получил очень большую величину коэффициента – порядка 400–500 километров в секунду на мегапарсек. Вдобавок, в то время расстояния до ближайших галактик были вычислены очень неточно: когда в середине прошлого века пересмотрели шкалу межгалактических расстояний, ближайшие галактики пришлось отодвинуть вдвое дальше, а самые далекие
