Габбл спостеріг, що випромінюване галактиками світло помітно зміщене в частину спектра з меншою енергією — «червоний» бік, де хвилі довші. Це явище має назву червоний зсув. Що більше червоне зміщення, то швидше галактика «тікає» від нас. Ми знає­мо про схоже явище, тільки зі звуковими коливаннями, відоме як ефект Доплера; він пояснює, чому ми можемо відрізнити, куди рухається карета «швидкої» — до нас чи від нас: звук сирени нижчий, коли машина віддаляється, і вищий, коли наближається. (Докладніше про ефект Доплера я розповім у розділі 13).

Дослідивши всі галактики, червоний зсув і відстань яких відомі, Габбл з’ясував таке: що вони далі, то швидше мчать. Отже, Всесвіт розширюється. Яке колосальне відкриття! Усі галактики у Всесвіті віддаляються одна від одної з величезною швидкістю.

Це може неабияк нас заплутати, коли потрібно буде визначити відстані до галактик, які віддалені від нас на мільярди світлових років. Ідеться про відстань у момент випромінювання світла (наприклад, 13 мільярдів років тому) чи про відстань, на якій об’єкт, на нашу думку, має бути зараз, адже за ці 13 мільярдів років він істотно віддалився від нас? Один астроном може сказати, що відстань становить приблизно 13 мільярдів світлових років (це називають світловою відстанню), тоді як інший може оцінити відстань до того самого об’єкта у 29 мільярдів світлових років (це називають супутньою відстанню).

Відкриття Габбла згодом стало відоме як закон Габбла: швидкість взаємного віддалення галактик прямо пропорційна відстані між ними. Що далі галактика, то швидше вона мчить геть.

Виміряти швидкість галактик було більш-менш просто: її можна вивести з величини червоного зсуву. Втім отримати точні відстані — зовсім інша річ. Це виявилося найскладнішим завданням. Пригадайте: результат Габбла для галактики Андромеди був меншим у 2,5 раза. Він запропонував досить просте рівняння: υ = H0D, де υ — швидкість галактики, D — відстань до неї, а H0 — коефіцієнт пропорційності, який сьогодні називають сталою Габбла. Сам Габбл обчислив значення цієї сталої: приблизно 500 кілометрів за секунду на мегапарсек (1 мегапарсек — це 3,26 мільйона світлових років). Похибка цієї сталої — майже 10 відсотків. Отже, згідно із законом Габбла, якщо галактика перебуває на відстані 5 мегапарсеків, її швидкість щодо нас буде приблизно 2500 кілометрів за секунду.

Безумовно, Всесвіт розширюється швидко. Але на цьому відкриття Габбла не скінчилися. Знаючи значення сталої Габбла, можна прокрутити годинник назад і обчислити, скільки часу минуло після Великого вибуху, тобто визначити вік Всесвіту. Згідно з підрахунками самого Габбла, вік Всесвіту — приблизно 2 мільярди років. Цей результат суперечив даним геологів про те, що вік Землі — понад 3 мільярди років. Це страшенно непокоїло Габбла, і недарма. Звісно, він не знав, що припускається кількох систематичних помилок. Крім того, що він неправильно визначив типи цефеїд, він ще помилково ідентифікував газові хмари, в яких формувалися зорі, як яскраві зорі у віддалених галактиках.

Щоб побачити прогрес у вимірюванні космічних відстаней за вісімдесят років, достатньо згадати історію самої сталої Габбла. Астрономи майже століття намагалися знайти її точне значення. Як наслідок: стала зменшилася в сім разів, а розміри Всесвіту, навпаки, стрімко збільшилися. Змінився також і вік Всесвіту — від початкових 2 мільярдів років за Габблом до майже 14 мільярдів років за теперішніми оцінками (якщо точно, 13,75 ± 0,11 мільярда років). Урешті-решт, за даними спостережень, зокрема з чудового орбітального телескопа, названого на честь Габбла, ми дійшли консенсусу стосовно сталої Габбла, яка дорівнює 70,4 ± 1,4 кілометра за секунду на мегапарсек. Похибка складає лише 2 відсот­ки — це неймовірно!

Лише подумайте. Вимірювання за методом паралакса, що були започатковані в 1838 році, лягли в основу подальших розробок обладнання та математичних методів, які дозволили нам подолати мільярди світлових років і досягти межі видимого Всесвіту.

Попри всі наші дивовижні досягнення у викритті цієї та інших таємниць, досі лишаються нерозкритими багато загадок. Ми можемо визначити частку темної матерії й темної енергії у Всесвіті, але не маємо жодного уявлення про їхню природу. Ми знаємо вік Всесвіту, але не впевнені, коли і як настане його кінець, і чи взагалі настане. Ми навчилися дуже точно вимірювати гравітаційну, електромагнітну, слабку та сильну взаємодії, але навіть не уявляємо, чи можливо створити теорію, яка об’єднає їх. Так само нам не відомо, яка ймовірність того, що в нашій або якійсь іншій галактиці існує розумне життя. Тому попереду ще довгий шлях. Але дивовижно, скільки відповідей нам дали фізичні прилади — і з такою надзвичайною точністю.

3 У цій книжці всі неметричні одиниці виміру, подані в оригіналі, переведено в метричні. — Прим. ред.

4 Це сталося з Лізою Майтнер, яка допомогла відкрити поділ ядра, Розалінд Франклін, яка долучилася до відкриття структури ДНК, і Джоселін Белл, яка відкрила пульсари і в 1974 році мала б отримати Нобелівську премію за «вирішальну роль у відкритті пульсарів» разом зі своїм керівником Ентоні Г’юїшем.

Розділ 3

Тіла в русі

Спробуйте одну цікаву штуку. Станьте на підлогові ваги — не на ті новомодні, що стоять у кабінеті вашого лікаря, і не на один з тих скляних цифрових пристроїв, який вмикається від дотику ногою, — а на звичайні підлогові ваги. Байдуже, босоніж ви чи у взутті (вам не потрібно справляти на когось враження), і не суттєво, яку цифру ви бачите і чи подобається вона вам. А тепер швиденько станьте навшпиньки і затримайтеся в цьому положенні. Ви побачите, що ваги неначе сказилися. Можливо, щоб зрозуміти, що відбувається, вам доведеться повторити ці рухи, бо все змінюється із блискавичною швидкістю.

Спершу стрілка рухається вгору, правильно? Потім вона повертається до показника вашої ваги, того, поки ви стояли нерухомо, втім, на деяких вагах стрілка (чи цифри на панелі) ще може трохи похитатися, перш ніж зупинитися. Далі, коли ви опуститеся на п’яти, особливо якщо ви зробите це швидко, стрілка спершу піде вниз, потім злетить вище позначки вашої ваги і повернеться, щоб зупинитися на цифрі, яку ви хотіли або не хотіли знати. У чому річ? Урешті-решт, від того, чи ви підніметеся навшпиньки, чи опуститеся на п’яти, ваша вага не зміниться. Або, може, зміниться?

Щоб з’ясувати це, нам потрібна, хоч вірте, хоч ні, допомога сера Ісаака Ньютона, мого претендента на звання найвизначнішого фізика всіх часів. Деякі мої колеги не погоджуються із цим, і ви, звісно, можете навести переконливі аргументи на користь Альберта Ейнштейна, але ніхто не сумнівається, що вони обидва найкращі. Чому я голосую за Ньютона? Бо його відкриття фундаментальні й водночас такі різноманітні. Він вивчав природу світла і розвинув теорію кольору. Щоб досліджувати рух планет, він сконструю­вав перший рефлекторний телескоп, на якому замість лінз, що використовували тоді в телескопах-рефракторах, було встановлено дзеркало. Це стало величезним кроком уперед, і навіть сьогодні майже всі телескопи побудовано за тими само базовими принципами. Вивчаючи особливості руху рідин, він започаткував один з основних розділів фізики; йому вдалося обчислити швидкість звуку (він помилився лише десь на 15 відсотків). Ньютон навіть заклав початки цілого розділу математики — математичний аналіз. На щастя, нам не доведеться вдаватися до обчислень, щоб оцінити його найдовершеніші досягнення, які отримали назву законів Ньютона. Сподіваюся, що в цьому розділі мені вдасться показати значущість цих начебто простих законів.

Закони руху Ньютона

За першим законом Ньютона, тіло, яке перебуває в стані спокою, зберігає його, а тіло, що рухається, не припинятиме руху в тому самому напрямку з незмінною швидкістю, якщо — в обох випадках — на нього не діятиме інша сила. Або словами самого Ньютона: «Тіло зберігає стан спокою чи рівномірного прямолінійного руху, поки його не виводять із цього стану прикладені до нього сили». Це закон інерції.