Читаем без скачивания Мечта Эйнштейна. В поисках единой теории строения - Барри Паркер

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.

Итак, возникает проблема – действительно ли мы живём в аномальной области, как свидетельствуют последние результаты, или же правы Сэндейдж и Тамман? Казалось бы, решить её довольно легко, ведь в предыдущей главе рассказывалось о реликтовом излучении, заполняющем всю Вселенную, причём в разных направлениях его температура различна. По данным таких измерений, мы движемся к созвездию Льва со скоростью примерно 600 км/с, но Лев отстоит от центра скопления в Деве примерно на 43°! Итак, одни измерения свидетельствуют, что мы движемся в направлении Льва, а другие – что к Деве. Какие из них верны? Пока неизвестно.

Похоже, что мы зашли в тупик и в вопросе о возрасте Вселенной – 10 ей миллиардов лет или 20? К счастью, есть ещё два метода определения возраста Вселенной. Правда, и тот и другой позволяют найти лишь возраст нашей Галактики, но поскольку довольно хорошо известно, насколько Вселенная старше Галактики, эти методы весьма надёжны. В первом из них используются гигантские скопления звёзд, так называемые глобулярные скопления; они окружают нашу Галактику подобно тому, как пчёлы окружают улей. Если построить зависимость абсолютной, или истинной, 148 яркости от температуры поверхности звёзд, входящих в такие скопления, откроется весьма интересный результат. (Такой график называется диаграммой Герцшпрунга-Рессела, по именам впервые построивших его учёных.)

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела для молодого скопления (слева) и та же диаграмма для старого скопления (справа); показана точка поворота

Прежде чем рассказать о полученном результате, рассмотрим типичную диаграмму Герцшпрунга-Рессела. Если скопление относительно молодое, большинство точек лежит на диагонали, называемой главной последовательностью; кроме того, есть несколько точек в верхнем правом углу и совсем мало – в нижнем левом. На главной последовательности представлены все звёзды – от небольших красных карликов до голубых гигантов. Одной из особенностей этой диаграммы является то, что звезда, по мере старения, сходит с главной последовательности. Самые верхние точки, соответствующие голубым гигантам, сходят первыми, а по ходу старения скопления с главной последовательности сходит всё больше и больше звёзд, причём всегда, начиная сверху диаграммы. Это означает, что чем старше скопление, тем короче его главная последовательность. Особое значение имеет то, что точка, выше которой нет звёзд (она называется точкой поворота), позволяет оценить возраст скопления. 149

При рассмотрении диаграммы Герцшпрунга-Рессела для глобулярных скоплений становится видно, что у них точка поворота находится почти внизу главной последовательности. Это означает, что они очень стары; их возраст – от 8 до 18 миллиардов лет, т.е. Вселенной должно быть больше 10 миллиардов лет.

Второй метод заключается в наблюдении скоростей распада различных радиоактивных веществ. Мерой скорости этого процесса служит так называемый период полураспада – время, в течение которого распадается половина ядер данного вещества. Измеряя периоды полураспада атомов радиоактивных элементов в Солнечной системе, можно определить её возраст, а на его основе – возраст нашей Галактики. И вновь результаты указывают на то, что Галактике больше 10 миллиардов лет.

Сотрудник Чикагского университета Дэвид Шрамм и некоторые другие учёные применили ряд методов определения возраста Галактики, а затем обработали результаты для получения наиболее вероятного значения. Таким образом они получили оценку 15-16 миллиардов лет. Но и это убедило отнюдь не всех. Гарри Шипмен из университета Делавэра недавно провёл исследование эволюции белых карликов и определил их число в нашей Галактике; теперь он утверждает, что Млечному Пути не более 11 миллиардов лет. С его выводами согласны Кен Джейнс из Бостонского университета и Пьер де Марк из Йеля. Они внимательно изучили методику определения возраста глобулярных скоплений на основе графиков зависимости светимость – температура и пришли к выводу, что учёт погрешностей в наблюдениях звёзд, а также некоторых теоретических допущений позволяет снизить оценку их возраста до 12 миллиардов лет.

Вот так обстоит дело. Пока с уверенностью можно утверждать лишь то, что возраст Вселенной составляет от 10 до 20 миллиардов лет.

Может показаться, что раз мы не в состоянии определить возраст Вселенной точнее, чем с разбросом 10 миллиардов лет, дело плохо. Ещё печальней, что ряд астрономов теперь подвергает сомнению наблюдения, на основе которых построена теория Большого взрыва, а именно доплеровский сдвиг спектральных линий, свидетельствующий о расширении Вселенной. Согласно принятой интерпретации, сдвиг спектральных линий в сторону красного участка свидетельствует об удалении объекта от нас, и чем больше сдвиг, тем выше скорость удаления. Предполагая, что зависимость Хаббла верна, можно, измерив красное смещение, определить расстояние до объекта.

А как быть, если в одном и том же скоплении обнаружатся два объекта с разными красными смещениями? Или два несомненно взаимодействующих объекта имеют разные красные смещения? Такие результаты действительно были получены в последние годы, из-за чего некоторые астрономы засомневались в доплеровской интерпретации. Основным «неверующим» я бы назвал сотрудника обсерватории Хейл Холтона Арна.