Читать онлайн «Десять великих идей науки. Как устроен наш мир.». Страница 71

Эта глава является историей последовательного унижения, в котором наши научные исследования столкнули нас с предположительной претензии на центральное место более даже, чем в сторону, и умалили нашу значимость. Однако в то же самое время, когда мы прилагали усилия, чтобы осознать нашу незначимость, мы, малюсенькие существа с ничтожными мозгами, постигли расширение Вселенной, дали меру всему, что существует, определили то, что, по-видимому, является нашим истоком, и даже выяснили вероятное развертывание нашего космического будущего. Нам есть чем гордиться в пучине нашего неизменно возрастающего унижения.

В предыдущих главах мы смотрели вглубь; здесь мы глядим наружу. Раньше мы смотрели на чрезвычайно малое; здесь мы смотрим на чрезвычайно большое. Теперь мы смотрим в открытое пространство небес, видим, где расположена наша маленькая арена, и вопрошаем, что же могут поведать нам звезды.

Звезды не избежали внимания греков. Сначала, когда в те более темные, чем теперь, дни, они ночью поднимали глаза, они видели щит с проколотыми в нем дырками, через которые светит божественный свет блистающей внешней сферы. Это видение космоса стало несколько более изощренным, когда во мнении проницательного Евдокса из Книда (примерно, 408-355 до н.э.) щит уступил место двадцати семи концентрическим сферам. До сих пор спорят, считал ли Евдокс эти сферы просто вычислительным приемом или, подобно Аристотелю, который усовершенствовал эту модель и довел число сфер до волнующих пятидесяти четырех, реально существующими. С точки зрения Аристотеля или, по крайней мере, средневековых представлений о том, что он действительно написал, все эти сферы, за исключением наружной, были прозрачными; наружная была черной, с точками прикрепленных к ней светильников, и делала один оборот в день. Согласно Аристотелю, небесные тела, населяющие сферы, были сделаны из пятого элемента, квинтэссенции, не имеющего аналога на Земле. Мы можем здесь фыркнуть, но остерегитесь: квинтэссенция еще вернется в конце этого обсуждения. Оболочки находились почти, но не совсем, в достижимых пределах, поскольку их высоту было трудно измерить. Даже Иоганн Кеплер (1571-1630) думал, что все звезды лежат на твердой оболочке толщиной лишь в несколько километров.

Наше восприятие Вселенной стало расширяться, когда человек положил ее под выпуклую линзу и отразил в параболическом зеркале. Ко времени сэра Уильяма Гершеля (1738-1822), который начал свою карьеру гобоистом в оркестре ганноверской гвардейской пехоты, но, под покровительством другого ганноверца, Георга III, превратился в выдающегося астронома, она разрослась в жерновообразное скопление мириадов звезд, имеющее около шести тысяч световых лет в диаметре. Постигаемый диаметр рос с момента постройки Эйфелевой башни, не потому, что астрономы могли теперь подняться выше над землей и вознести свои головы ближе к небесам [35], а потому, что лифт в этой башне был построен неким Уильямом Хейли, который поэтому разбогател достаточно для того, чтобы оплачивать страсть своего сына Джорджа Хейли (1868-1938) к астрономии. Хейли-младший был первым директором Йеркской обсерватории университета Чикаго, названной в честь Чарльза Йеркса, безжалостного чикагского трамвайного магната, который, в надежде вернуть себе место в обществе после тюремного заключения за присвоение чужого имущества, позволил уговорить себя финансировать постройку крупнейшего для того времени телескопа-рефрактора (его линза составляла 1 метр в диаметре). В 1904 г. Хейли перебрался в обсерваторию Маунт Вильсон, непосредственно под Лос-Анджелесом. Он знал, что добавляя дюймы к зеркалам, он сможет проникать в космос на большее число световых лет. Сначала его отец помог оборудовать там 60-дюймовый (полутораметровый) телескоп-рефлектор; затем, при содействии другого бизнесмена, Джона Хукера в 1918 г. был построен 100-дюймовый телескоп, остававшийся крупнейшим в мире в течение тридцати лет.

В 1919 г. Хейли убедил присоединиться к нему Эдвина Пауэлла Хаббла (1889-1953), стипендиата Родса из Оксфорда, который изучал право, но стал уставать от предъявляемых учебой требований. Хаббл начал свою работу с определения расстояния до некоторых дымчатых скоплений звезд, туманностей, которые долго приводили в недоумение астрономов. Измерение расстояния до объектов — далеко не легкая задача. Когда Хаббл приступил к работе, существовал лишь один способ сделать это, состоявший в использовании техники, предложенной Генриеттой Левит (1868-1921), работавшей в Обсерватории Гарвардского колледжа. Она заметила корреляцию между яркостью определенного класса звезд, переменных цефеид, которые встречаются в рукавах спиральных галактик, и периодом их пульсаций. Яркость, которую астрономы измеряют на Земле, зависит от расстояния до звезды, чем больше расстояние, тем более тусклой выглядит звезда. Поэтому, регистрируя период переменной звезды, мы можем судить об ее абсолютной яркости, а измеряя видимую яркость, можем сделать вывод о расстоянии до нее. Заключение Хаббла оказалось поразительным: в то время как наша Галактика, Млечный Путь, имеет, как известно, диаметр около 25 тысяч световых лет, ближайшая из туманностей, туманность Андромеды, удалена от нас на 2 миллиона световых лет. Она должна была находиться вне нашей Галактики; она была другой галактикой!

Наша воспринимаемая Вселенная немедленно стала больше, чем считалось ранее, и дыба нашего унижения натянулась еще на одну засечку. Нам не только пришлось принять факт, что мы не находимся в центре нашей планетной системы и вытолкнуты к краю Млечного Пути, но теперь стало ясно что и наша Галактика не более чем одна из мириадов. Пришло время еще большего и более серьезного унижения.

Следующей задачей Хаббла было определить скорости, с которыми другие галактики приближаются к нам или удаляются от нас, и, таким образом, обнаружить динамику Вселенной. Похожа ли она, например, на газ, в котором острова галактик сгрудились почти случайно, или они просто подвешены на небе? Это движение уже фактически установил в 1912 г. Весто Слайфер (1875-1969), работавший в Обсерватории Лоуэлла в Аризоне. Он измерял смещение цвета галактик, вызываемое их движением, и к 1924 г. обнаружил, что тридцать шесть галактик из пятидесяти одной, обследованной им, удаляются от нас. Слайфер использовал эффект Допплера, изменение длины волны света, вызванное движением источника: движение к нам уменьшает воспринимаемую длину волны, придавая белому цвету синий оттенок; движение от нас увеличивает воспринимаемую длину волны, придавая белому цвету красный оттенок. Подобный же эффект имеет место и для звука: когда приближающийся к нам экипаж издает более высокий звук, чем экипаж от нас удаляющийся. Этот эффект возникает, потому что движение источника сближает гребни волны или раздвигает их (рис. 8.1). Чем больше скорость источника, тем больше смещение длины волны, поэтому относительную скорость можно определить, измеряя смещение. Если длина волны возрастает, давая так называемое красное смещение, то источник движется от наблюдателя. Свет большей части галактик демонстрирует красное смещение, поэтому они удаляются от нас.