Александр Шаров - Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

Хаббл, как наблюдатель, искал тесты, которые позволили бы понять фундаментальные свойства Вселенной. Один из них казался ему особенно многообещающим. Но здесь нужно перелистать назад страницы биографии Хаббла и вернуться к 1926 г. К этому времени он задумал сделать статистический обзор туманностей на всем небе. На обсерватории Маунт Вилсон уже накопилось множество снимков неба с тысячами туманностей. Но делались они в разных условиях, неоднородно покрывали небо и для решения поставленной задачи не годились. Тогда на 60- и 100-дюймовых рефлекторах Хаббл начал систематическое фотографирование в стандартных условиях. На его пластинках находилось около 60 тысяч туманностей. Сорок четыре тысячи объектов Хаббл подсчитал на 1283 пластинках, по крайней мере трижды тщательно просматривая их с большим и малым увеличением. Это был огромный, требующий неустанного внимания труд. А затем последовал неменьший труд по учету необходимых поправок в результаты подсчетов.

Далекие туманности мы наблюдаем сквозь нашу звездную систему. Из их подсчетов можно кое-что узнать и о нашей Галактике, и многое о самом мире галактик за ее пределами. Две такие задачи и решал Хаббл.

Вдоль полосы Млечного Пути Хаббл туманностей не нашел. Там обрисовалась четкая зона избегания, пылевая среда нашей Галактики полностью заслоняла далекие объекты, затем простирались зоны с частичным поглощением света, а далее — область нормального распределения туманностей.

Подсчеты Хаббла показали, что на всем небе должно быть до 75 миллионов туманностей, доступных 100-дюймовому телескопу. Главный вывод Хаббла состоял в том, что число туманностей со звездной величиной (исправленной за эффект красного смещения) от ярких к все более слабым нарастает так, как должно быть при их равномерном распределении в пространстве. Отсюда получалась важнейшая величина — средняя плотность вещества в пространстве, равная примерно 10 -30г/см 3.

На съезде Американского астрономического общества в Пасадене летом 1931 г. Хаббл впервые рассказал о результатах своего труда, но только через три года опубликовал окончательную статью. Это была замечательная работа и по объему материала, полученного за множество бессонных ночей, и по тщательности его обработки. В подсчетах туманностей у Хаббла были предшественники, однако прошло уже более полустолетия, но никто не решился пойти в сторону еще более слабых объектов.

В 1935 г. Хаббл и Толмен предложили два метода изучения природы красного смещения, не опирающегося на измерения лучевых скоростей. «Возможность того, что красное смещение может вызываться... причиной, связанной с большим временем или расстоянием, требующимися для путешествия света от туманности к наблюдателю, заранее отвергать нельзя», — писали они и продолжали: «Однако оба мы склоняемся к мнению, что если красное смещение вызвано не удалением, его объяснение, вероятно содержит некоторые совершенно новые. физические принципы».

Первый метод в основе прост: оказывается, что распределение яркости в эллиптической туманности будет разным в зависимости от того, означает ли красное смещение реальный разлет галактик, либо это проявление еще неизвестных причин. Вот здесь Хабблу понадобилась его старая работа о яркости в туманностях. Но на пути применения метода стояли непреодолимые тогда трудности.

Надежды были на второй метод. Теория дает математические выражения для связи числа галактик с их звездными величинами. Но красное смещение ослабляет свет галактик и в их измеренные величины нужно вводить некоторые поправки. Это связано с двумя эффектами. Во-первых, каждый, приходящий к наблюдателю фотон, из-за красного смещения обладает меньшей энергией, и такое явление Хаббл назвал «эффектом энергии». Во-вторых, при реальном удалении галактики испускаемые ею фотоны прибывают к наблюдателю реже, чем при ее неподвижности — «эффект числа». Если красное смещение вызывалось бы «старением» фотонов по дороге к наблюдателю, «эффект числа» не имел бы места.

Применение и этого метода связано с большими трудностями. Так, свет далеких галактик приходит покрасневшим, и на диапазон чувствительности фотопластинки приходится уже иная область их спектра. Это приводит к необходимости больших поправок, которые известны плохо. Но главная и принципиальная трудность состоит в том, что, наблюдая далекие галактики, мы видим свет, испущенный ими в прошлом, когда свойства источников излучения — их светимость, размер и т. д.— могли быть иными.