Видимый свет, который доходит до нас от любого горячего объекта, будь то огромное скопление галактик или костер, состоит из различной длины волн, от самых коротких, которые воздействуют на сетчатку нашего глаза, до самых длинных. Существуют приборы, которые могут отсортировать эти волны по порядку от самых коротких до самых длинных. Такие диапазоны называются «спектрами».
Волны различной длины воздействуют на наши глаза таким образом, что воспринимаются как цвета. Волны самой короткой длины представляются нам фиолетовым цветом. По мере увеличения длины волны мы видим по порядку: синий, голубой, зеленый, желтый, оранжевый и красный. Это знакомые нам цвета радуги, а радуга, которую мы видим в небе после дождя, является природным спектром.
Когда свет от Солнца или других звезд разлагается в спектр, в нем отсутствуют световые волны некоторой длины. Они поглощены по пути относительно холодными газами в верхней атмосфере Солнца (или других звезд). Эти отсутствующие длины волн проявляются как темные линии, пересекающие цветные диапазоны спектра.
Различные атомы в атмосфере звезды поглощают соответствующие только для них длины волн. Местонахождение характерных для каждого вида атомов длин волн в спектре можно точно определить в лаборатории, и по темным линиям в спектре любой звезды можно получить информацию о ее химическом составе.
Еще в 1842 году австрийский физик Христиан Йоган Допплер (1803—1853) доказал, что, когда тело издает звук определенной длины волны, эта волна удлиняется, если тело движется от нас, и укорачивается, если тело движется к нам. В 1848 году французский физик Арманд И. Л. Физо (1819—1896) применил этот принцип к свету.
В соответствии с эффектом Допплера-Физо длина световых волн, испускаемых звездой, которая удаляется от нас, больше, чем если бы звезда была неподвижным объектом. Это касается и темных линий, которые сдвигаются по направлению к красному концу спектра («красное смещение») относительно того, где они обычно должны находиться. В случае движения звезды в нашу сторону, темные линии сдвигаются к фиолетовому концу спектра.
Определяя положение темных линий спектра той или иной звезды, можно установить не только факт движения звезды к нам или от нас, но и с какой скоростью звезда движется, потому что чем быстрее звезда Удаляется или приближается, тем больше смещение темных линий. Эта идея впервые была использована в 1868 году английским астрономом Уильямом Хаггинсом (1824—1910), который обнаружил красное смещение в спектре звезды Сириус и определил, что она удаляется от нас с умеренной скоростью. По мере того как все больше и больше звезд испытывалось подобным образом, выяснилось, что некоторые приближаются к нам, некоторые удаляются, чего и следовало ожидать, если Галактика в целом не приближается к нам и не удаляется.
В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слифер (1875—1969) начал осуществлять проект по определению смещения темных линий различных галактик (даже еще до того, как было точно установлено, что маленькие светящиеся облака являются галактиками).
Можно было предположить, что галактики, как и звезды, тоже с какой-то скоростью удаляются и с какой-то скоростью приближаются; и, конечно, это оказалось верно для галактик нашей локальной группы. К примеру, первой галактикой, изученной Слифером, была Галактика Андромеды, и было установлено, что она приближается к нашей Галактике со скоростью примерно 50 километров в секунду.
Галактики за пределами нашей локальной группы, тем не менее, проявили удивительное единообразие. Слифер и те, кто за ним последовал, установили, что во всех случаях свет от этих галактик обладает красным смещением. Все, как одна, они удаляются от нас с необычайно высокой скоростью. В то время как звезды нашей Галактики движутся как бы относительно друг друга и со скоростью несколько десятков километров в секунду, даже довольно близкие галактики за пределами нашей локальной группы удаляются от нас со скоростью в несколько сот километров в секунду. Более того, чем слабее различима галактика (и предположительно, чем более она удалена), тем скорее она удаляется от нас.
К 1922 году Хаббл (который за пять лет до этого обнаружил звезды в Галактике Андромеды) доказал, что скорость удаления пропорциональна расстоянию. Так, если галактика А удалена от нас на расстояние в три раза большее, чем галактика Б, значит, галактика А удаляется от нас со скоростью в три раза большей, чем галактика Б. Как только это было установлено, расстояние до галактик стало возможно измерять просто путем измерения величины красного смещения.
Но почему все галактики удаляются от нас? Чтобы объяснить это всеобщее удаление без предположения о наличии какого-либо особого качества у нас, оставалось только принять тот факт, что Вселенная расширяется и что расстояние между соседними скоплениями галактик постоянно увеличивается. А если это так, то с любой наблюдательной станции в пределах нашего скопления галактик, а не только со станции в нашей Галактике, все другие скопления галактик должны казаться удаляющимися со скоростью, которая неуклонно увеличивается с расстоянием.
Но почему Вселенная расширяется? Если представить себе, что время движется вспять (то есть если предположить, что мы сняли фильм о расширяющейся Вселенной, а потом прокручиваем его назад), галактические скопления окажутся приближающимися друг к другу и в конечном счете объединяющимися.
Бельгийский астроном Жорж Леметр (1894—1966) предположил в 1927 году, что давно, в какой-то момент времени, все вещество Вселенной было уплотнено в единый объект, который он назвал «космическим яйцом». Оно взорвалось, и из осколков его образовались галактики. Поэтому расширяющаяся Вселенная из-за силы давнего взрыва до сих пор продолжает расширяться. Американский физик русского происхождения Джордж Гамов (1904—1969) назвал этот изначальный взрыв «Большим взрывом», и теперь все используют это выражение. Астрономы считают, что Большой взрыв произошел примерно 15 миллиардов лет назад. Энтропия космического яйца была очень низкой, и с момента Большого взрыва она начала возрастать, а энергия Вселенной истощаться, как описано в предыдущей главе.
Действительно ли Большой взрыв имел место?
Чем дальше мы проникаем в обширные глубины Вселенной, тем дальше заглядываем в прошлое. В конце концов на такое «путешествие» требуется световое время. Если бы мы могли увидеть то, что было за миллиард лет до нас, то свету, который мы бы увидели, понадобился бы миллиард лет, чтобы дойти до нас, и тогда объект, который мы бы увидели, был бы таким, каким он был миллиард лет назад. Если бы мы могли видеть то, что было в 15 миллиардах световых лет от нас, мы бы увидели то, что было за 15 миллиардов лет до нас во время Большого взрыва.
В 1965 году А. А. Пенциас и Р. В. Вильсон из «Белл Телефон Лабораторис» обнаружили еле уловимые радиоволны, равномерно поступающие со всех сторон неба. Этот радиоволновой фон, по всей вероятности, является радиацией Большого взрыва, его отголоском, дошедшим до нас через 15 миллиардов световых лет. Это открытие было принято как весомое свидетельство в пользу Большого взрыва.
Будет ли Вселенная вечно расширяться в результате этого чудовищного изначального взрыва? Я далее остановлюсь на возможности этого, но пока давайте предположим, что Вселенная и впрямь будет расширяться вечно. В таком случае как это скажется на нас? Грозит ли безграничное расширение Вселенной катастрофой?
Визуально, по крайней мере, – нет. Все без исключения, что мы видим на небе невооруженным глазом, включая Магеллановы облака и Галактику Андромеды, является частями нашей локальной группы. Все части локальной группы держатся вместе гравитационно и не участвуют в общем расширении.
Что же тогда это значит? Это означает то, что, несмотря на непрекращающееся расширение Вселенной, наше видение неба от этого не изменится. Будут в ней иные изменения, по иным причинам, но в целом наша локальная группа, содержащая свыше половины триллиона звезд, будет оставаться неизменной.
