Но как пометить конкретную длину волны? Есть такая возможность, и Физо ее нашел.

В 1814 году немецкий оптик Йозеф Фраунгофер обнаружил, что спектр Солнца покрыт сотнями темных линий, каждая из которых имела свое постоянное положение.

Каждая такая линия говорила о конкретной длине волны, которой не было в солнечном свете, когда он доходил до поверхности Земли, — а если так, то эти линии должны сдвигаться при движении звезды, и этот сдвиг легко определить в спектре любой звезды, кроме Солнца. (Темные линии на Солнце не смещаются ввиду того, что Земля не удаляется от Солнца и не приближается к нему. Земля движется по круговой орбите, что не выявляет смещения. Таким образом, линии солнечного спектра могут быть взяты за основу, с которой можно сравнивать другие спектры. Поскольку Земля движется не точно по круговой орбите, она немного приближается к Солнцу на протяжении полугода, а затем оставшиеся полгода удаляется от него. Скорость приближения и удаления — около 3 м/с в среднем — достаточно мала, чтобы ее не принимать во внимание. — Примеч. авт.)

В результате предложения Физо смещение длины волны при приближении или удалении источника света было названо эффектом Доплера — Физо.

Конечно, гипотеза Физо оставалась всего лишь гипотезой, пока не было найдено средство увидеть и измерить эффект Доплера — Физо. Это оказалось непросто. В 1848 году было трудно получить видимый спектр света звезд, чтобы изучить в нем темные линии. Только когда астрономы смогли выполнить эту задачу, обнаружилось, что спектр каждой звезды очень сильно отличается от спектров других звезд. Это означало, что сравнивать спектры звезд и определять скорости становится затруднительным.

Но в 1859 году немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф показал, что свет, производимый нагретым элементом, испускается только в определенном диапазоне длин волн. Свет, проходя через пары какого-либо определенного элемента, частично поглощается, причем некоторые определенные длины волн не проходят совсем. Каждый элемент излучает и поглощает одни и те же длины волн. Ни у одного элемента нет совпадения в длинах волн поглощения и испускания. Каждый элемент, таким образом, имеет «отпечаток пальцев» в виде своего спектра.

Кажется весьма вероятным, что свет, производимый солнечной поверхностью, проходя через несколько более холодную атмосферу Солнца, теряет определенные длины волн благодаря поглощению в атмосфере. Темные линии в солнечном спектре, таким образом, указывают на химический состав солнечной атмосферы.

Общий спектр может меняться от одной звезды к другой с изменением температуры и химических условий, но индивидуальные спектральные линии останутся постоянными. Линия водорода останется линией водорода, а линия железа останется линией железа.

Астрономы принялись внимательно изучать спектральные линии после 1868 года, когда английский астроном Уильям Хаггинс при наблюдении спектра Сириуса обнаружил легкое смещение в красную сторону линии водорода (при сравнении с аналогичной линией солнечного спектра). Он сделал заключение, что Сириус удаляется от нас на скорости 40 000 м/с. Эта цифра позднее была изменена более точными измерениями, но для первого раза это оказалось весьма неплохо.

Такое смещение, немного в красную сторону или немного в синюю, было замечено и у других звезд. Астрономы были очень довольны. Тем не менее существовала некоторая неопределенность в логике; точная наука этой неопределенности не должна допускать.

Подумайте сами! Физо решил, что, если источник света удаляется, спектральные линии должны сдвинуться в красную сторону. Но ни он, ни кто другой не наблюдали этого явления относительно звезды, которая, как было бы наверняка известно, удалялась.

Хаггинс, с другой стороны, наблюдал смещение в красную сторону спектра Сириуса и решил, что эта звезда должна удаляться. Второе «должна» целиком основывается на первом «должны», и если первое неверно, второе теряет смысл.

Но твердые научные правила, если мы стремимся им точно следовать, требуют, чтобы мы нашли какой-нибудь источник света, о котором твердо знаем, что он движется от нас, — и это знание должно основываться не на красном смещении. Если этот источник обнаружит смещение в красную сторону, тогда все будет в порядке.

Помня все это, давайте обратимся к Солнцу. Я говорил ранее, что оно ни удаляется от нас, ни приближается к нам — оно лишь вращается вокруг своей оси. Из наблюдения движения солнечных пятен видно, что Солнце делает полный поворот за 25 дней и 1 час (на экваторе). Этот факт основывается на прямых наблюдениях и ни у кого не вызывает сомнений. Окружность Солнца составляет 4 400 000 000 метров, так что любая точка на экваторе должна преодолеть это расстояние за 25 дней и 1 час — и, таким образом, двигаться со скоростью 2000 м/с.

Это означает, что на одном конце солнечного диска поверхность экватора приближается к нам со скоростью 2000 м/с, в то время как другой конец ее движется от нас со скоростью 2000 м/с.

С 1887-го по 1889 год шведский астроном Нилс Кристофер Дунер изучил спектр света, идущего от одного, а затем от другого краев солнечного диска. Он в самом деле нашел в первом случае смещение в синюю сторону и красное смещение в другом. Более того, смещение было точно таким, какое можно было бы ожидать из скорости относительно наблюдателя на Земле. Эта скорость была определена достаточно верным методом.

Данный опыт подтвердил «смещение Доплера — Физо», и целое поколение астрономов было вполне с этим согласно, поскольку все выглядело логично и наблюдения не выявляли каких-либо противоречий.

Но знаете, все же кое-какие сомнения оставались. Даже если удаление действительно вызывает красное смещение, мы должны задать вопрос: а нет ли какой-либо еще причины, которая бы вызвала смещение в красную сторону? Может быть такое, что у красного смещения есть еще какая-либо причина?

Игра в науку никогда не давала постоянного иммунитета тем, кто нарушает правила, и в 1910 году вопрос о смещении в красную сторону снова был поднят.

Я приступлю к этому в следующей главе.

Увы, меня всегда считали немного наивным, и подобное мнение обо мне особенно часто складывалось, когда я был молод.

К примеру, когда мне было девятнадцать, меня пригласили в семью, которая проживала в соседнем штате. Мне объяснили, на какой станции нужно сойти, но мне не пришло в голову спросить дальнейшую дорогу — от станции до самого дома. Мне не пришло в голову взять на станции такси. Мне также не пришло в голову позвонить моему предстоящему хозяину и попросить его за мной явиться.

Единственное, что я сделал, — это спросил на станции человека, который покупал билеты, как мне пройти на нужную улицу. Он объяснил мне дорогу. Я неуверенно спросил его: «А как долго мне нужно идти?»

Он бесцеремонно ответил: «Долго!»

Я вздохнул, взглянул в ту сторону, куда мне предстояло идти, и пошел. Я прошел несколько миль, прежде чем сообразил спросить кого-нибудь из прохожих о дальнейшей дороге, поскольку мне казалось, что я нахожусь уже недалеко от нужного дома.

Вы, наверное, догадались, что я давно прошел этот дом и вынужден был возвратиться обратно. Когда человек, бравший билеты на станции, сказал, что мне идти далеко, я не задал ему самого элементарного вопроса: «А как далеко это „далеко“?»

«Как далеко это „далеко“?» — это был вопрос, который задавали себе астрономы в начале XIX века. Они знали, что звезды находятся далеко, немыслимо далеко, но не знали насколько.

На этот вопрос начали отвечать в 1830-х, когда было обнаружено, что ближайшая звезда находится на расстоянии 4,3 светового года (один световой год равен 5,8 триллиона миль). В конце концов (примерно столетием позже) стало известно, что наша Галактика, состоящая более чем из ста миллиардов звезд, представляет собой протяженную плоскую спираль примерно в 100 000 световых лет в поперечнике.