Приходится снова вернуться к скорости удаления галактик как к единственному разумному объяснению красного смещения и странной связи между скоростью и расстоянием от нас.

Хаббл справился с этой задачей. Он перебрал все возможные методы определения относительных расстояний до галактик. Среди самых ближайших довольно просто различить группу пульсирующих звезд под названием цефеиды. Из их скорости пульсаций и видимой яркости можно определить относительные расстояния до них (и, таким образом, относительные расстояния до содержащих их галактик).

В более отдаленных галактиках таких звезд, как цефеиды, нет — зато есть несколько исключительно ярких звезд. Предположим, что существует какой-то предел свечения и что самая яркая звезда в каждой галактике находится на этом пределе. Предположим также, что все галактики в целом имеют примерно равное свечение. В этом случае можно определить относительные расстояния до содержащих эти звезды галактик.

Наконец, где галактики слишком далеки, чтобы были заметны отдельные звезды, можно предположить, что из их общей яркости также можно определить относительные расстояния до них.

Так были определены относительные расстояния, и как оказалось, скорость удаления имеет прямое отношение к расстоянию между нами и галактиками, как это было определено в свое время по красному смещению. Об этой зависимости Хаббл объявил в 1929 году. Она получила название закон Хаббла. Если галактика А в x раз дальше от нас, чем галактика В, то галактика А удаляется от нас в x раз быстрее, чем галактика В.

Неожиданно астрономы получили очень мощное средство (если, конечно, закон Хаббла правилен) для измерения расстояний до самых дальних видимых объектов. Как только расстояния до ближайших галактик можно было измерить каким-нибудь методом (любым, за исключением метода красного смещения), тогда сразу становились известными и расстояния до более удаленных галактик в этом направлении.

В 1950-х годах с помощью 200-дюймового телескопа были определены галактики, которые размещались на удалении в 1,5 миллиарда световых лет. В 1960-х были открыты квазары, которые располагались от нас на удалении 8–9 миллиардов световых лет, в то время как край наблюдаемой Вселенной, как было вычислено, располагается на расстоянии в 12,5 миллиарда световых лет.

Но мы все еще не нашли ответа, какая связь существует между расстоянием и скоростью удаления.

Этот ответ пришел из общей теории относительности Эйнштейна. Для нее Эйнштейн выработал набор «уравнений поля», которые описывают общие свойства Вселенной (это стало началом современной космологии). Эйнштейн решил уравнения поля для статичной Вселенной тем, что сделал постоянной общую плотность материи.

Однако в 1917 году голландский астроном Виллем де Ситтер отметил, что возможно и другое решение, при котором общая плотность материи Вселенной постоянно уменьшается со временем.

Чтобы понять такое постоянное уменьшение общей плотности, нужно предположить, что Вселенная состоит из частиц постоянной плотности, которые всегда движутся друг от друга с постоянной скоростью. Тогда Вселенная будет состоять из неизменных частиц и все увеличивающегося пространства, из-за чего общая плотность будет уменьшаться.

Де Ситтер исследовал такую возможность как чисто теоретическую, но, когда Хаббл создал свой закон, довольно скоро стало ясно, что этот закон совпадает с предположением де Ситтера.

Во Вселенной отдельные галактики могут рассматриваться как ее части. Галактики сохраняют свою форму благодаря взаимному притяжению составляющих их звезд, так что общая плотность в пределах галактики со временем не изменяется. Многие галактики, находящиеся относительно близко друг к другу, могут притягиваться гравитационными силами, так что общая плотность внутри некоторого набора галактик будет оставаться неизменной. Когда речь пойдет о галактиках в последующих главах, имейте в виду, что я буду касаться изолированных галактик или гравитационно связанных наборов галактик.

Если галактики постоянно движутся в разные стороны, общая плотность материи во Вселенной постоянно уменьшается. Тогда Вселенную следует назвать «расширяющейся Вселенной».

В постоянно расширяющейся Вселенной наблюдатель одной из галактик будет видеть все другие галактики удаляющимися. Следовательно, легко доказать (хотя я и не буду этого здесь делать), что в такой Вселенной закон Хаббла должен соблюдаться. Чем дальше наблюдаемая галактика от наблюдающей, тем быстрее становится скорость удаления наблюдаемой галактики от той, где находится наблюдатель.

Это исключает явный парадокс в законе Хаббла. Теперь больше нет ничего магического в нас, нет странной особенности нашей Галактики, по которой скорость «разбегания» всех галактик зависит от их расстояния именно до нашей Галактики. То, что мы можем наблюдать с Земли, мы способны также видеть из любой другой галактики во Вселенной. (Приближение к нам галактики Андромеда не является нарушением принципа расширяющейся Вселенной. Галактика Андромеда — часть группы галактик, в которую входит и наша Галактика Млечный Путь. Эти две галактики вместе с примерно двумя дюжинами галактик гравитационно связаны и движутся относительно друг друга независимо при общем расширении Вселенной. — Примеч. авт.)

Теперь кажется просто удивительным, что вся эта логическая цепочка началась с австрийского физика, слушавшего определенные звуки трубы, когда трубач двигался мимо него на вагоне-платформе (см. главу 9). Начавшееся тогда исследование завершилось менее чем через столетие появлением величественной картины Вселенной, раскинувшейся на протяжении миллиардов световых лет, Вселенной в ее постоянном и колоссальном расширении.

Это именно тот вид перехода от совершенно прозаических вещей к сложным теориям, который возможен только в том случае, если «играть» в науку корректно.

Когда, учась в школе, я обнаруживал на уроке, что предмет изучения или учитель скучен (или скучны оба), естественно, мое внимание начинало блуждать по кабинету. Если все скучно и нечем заняться, малейшее, что может вызвать хоть какой-то интерес, становится просто спасением.

В этом отношении химия была просто замечательной наукой, поскольку, в каком бы кабинете химии я ни сидел, всегда над доской висела большая таблица Периодической системы элементов. Ее можно было изучать, не боясь быть замеченным учителем, и она была достаточно сложной, чтобы посвятить ей целые часы.

Старомодная таблица конца 1930-х привлекала меня тем, что целую группу элементов в ней умудрялись сжать в один квадратик. В этом квадратике была звездочка, и все элементы выстраивались по порядку внизу таблицы. Элементы назывались редкоземельными.

Когда я еще знал о Периодической системе относительно мало, этот маленький квадратик заставлял меня много размышлять, успешно спасая от скуки. Почему в обозначении элементов используется слово «редко»? Я часто думал об этом. Что это за «земельные»? Это тоже давало пищу для размышлений. Почему все эти элементы сгрудились так, что заняли один квадратик в таблице?

Позднее я нашел ответы на свои вопросы. И вы знаете мой характер: для меня нет ничего лучше, чем поделиться своими маленькими находками с читателями.

Древние греки (я очень люблю начинать главу со слов «древние греки» и часто это делаю) считали, что одним из самых важнейших «универсумов» (т. е. «элементов» по-латыни) является элемент «земля». Но под этим словом они подразумевали не почву, что у нас под ногами, а некую идеальную субстанцию, которую в разных пропорциях можно найти в различных составляющих земной коры.

Некоторые из этих составляющих весьма мало походили на «землю» в ее обычном понимании. К примеру, к ним относились металлы, обладающие блеском и поддающиеся ковке, в то время как компоненты земли не блестят и рассыпчаты. К этим составляющим относились также углерод и сера, у которых тоже не было блеска и которые тоже были рассыпчатыми, но они горели, в то время как на компоненты земли огонь не влияет.