Глава шестнадцатая. Космохронология

"Мы не только предполагаем, но уже знаем, 
что стадия расширения Вселенной длится много миллиардов лет 
и когда-то Вселенная была совсем другой, 
в ней не было ни галактик, 
ни квазаров, а существовали только плазма и излучение с высокой температурой".

В. Л. Гинзбург

Возраст тяжелых элементов

Элементы тяжелее свинца, например торий, уран и т. д., принято называть тяжелыми. Определение возраста тяжелых элементов представляет в высшей степени интересную задачу, потому что ее решение приближает нас к пониманию строения мира и его развития. Суть дела заключается в том, что в настоящее время ни на Земле, ни на Солнце нет условий для образования тяжелых элементов, в то же время эти вещества на них есть и с течением времени количество их убывает в результате радиоактивного распада. Значит, некогда они образовались. Когда, где и как? В результате единого акта или многих? Шло ли их образование непрерывно или прерывисто?

По Г. Гамову и др. образование тяжелых элементов произошло следующим образом: некогда существовало грандиозное скопление правещества - илема, в недрах которого произошел взрыв, В результате этого взрыва развились огромные температура и давление. При этом очень бурно протекали ядерные реакции, которые и привели к синтезу различных, в том числе и тяжелых элементов. Взрыв был относительно кратковременным, и поэтому вызванное им быстрое расширение скопления привело к охлаждению вещества. Таким образом синтез элементов был прерван и полученный состав вещества зафиксирован.

Если недра скопления уподобить "кипящему котлу", заполненному илемом, то взрыв, создав сверхвысокие давления и температуру, относительно быстро "сварил" этот илем так, что получились элементы разного атомного веса, а затем разорвал "котел" и разбросал "сварившееся" в нем вещество.

По другой теории, развитой Дж. Бербиджем и др., образование различных элементов происходит в недрах некоторых звезд в результате восьми типов ядерных процессов. Легкие элементы образуются при температуре в десятки миллионов градусов и плотности около 10⁴ г/см³, тяжелые - при температуре в несколько миллиардов градусов и плотности, доходящей до 10¹¹ г/см³. По Ф.Хойлу и Дж. Бербиджу столь высокая температура и плотность создается в недрах сверхновых звезд при их катастрофическом сжатии и последующем взрыве.

По Хойлу, Фаулеру и др.^* образование тяжелых элементов происходит в сверхновых звездах путем серии последовательных и быстрых захватов нейтронов. Как известно, атомные ядра состоят из нейтронов и протонов и оказываются устойчивыми лишь при определенном соотношении между числом тех и других. Легкие ядра наиболее устойчивы, когда число нейтронов равно числу протонов, тяжелые - при некотором избытке нейтронов. Если при последовательных захватах нейтронов образуется большой их избыток, то ядра оказываются неустойчивыми к β-распаду, при котором нейтрон внутри ядра превращается в протон и испускаются электрон и антинейтрино. Таким образом, при β-распаде атомный номер изотопа увеличивается и его ядро может захватить и удержать еще один или несколько нейтронов. Предполагается, что так, т. е. путем последовательного захвата нейтронов, создаются различные изотопы вплоть до самых тяжелых: урана, тория и заурановых элементов.

^* (В. А. Фаулер, Резерфорд и ядерная космохронология, сб. "Современные проблемы ядерной физики", Атомиздат, М., 1963.)

Во время вспышки сверхновая звезда не только производит тяжелые элементы, но и щедро разбрасывает их во все стороны. Наше Солнце, Земля и те тела, из которых образовались метеориты, в свое время получили некоторую порцию этих тяжелых элементов. В Галактике вспышки сверхновых звезд происходят приблизительно один раз в сто лет. Таким образом, Солнце и солнечная система при своем зарождении и формировании могли получить тяжелые элементы от одной или нескольких сверхновых. Задача определения возраста тяжелых элементов сводится к нахождению промежутка времени, отделяющего нас от этих космических событий.

Для получения ответа на этот вопрос были использованы изотопы урана: U²³⁵ и U²³⁸. Периоды их полураспада и современное отношение количеств этих изотопов было измерено. Если бы еще было известно и начальное отношение этих изотопов, то этого было бы достаточно для определения промежутка времени, отделяющего нас от периода их образования.

В начале нашего века Резерфорд для определения возраста тяжелых элементов воспользовался известными тогда (не совсем точными) значениями периодов полураспада U²³⁵ и U²³⁸, а также современного отношения их содержания в естественной смеси изотопов урана. При этом он посчитал, что начальное содержание этих I изотопов было одинаковым Рассчитанный им на основании этого предположения промежуток времени, который требуется для того, чтобы отношение U²³⁵/U²³⁸ снизилось от начального (равного единице) до современного, составил 3,4 миллиарда лет. Таким образом, эта величина оказалась меньше возраста Земли! Подстановка современных (достаточно точных и достоверных) значений периодов полураспада изотопов урана и изотопного отношения U²³⁵/U²³⁸ не очень сильно изменила полученный Резерфордом результат.

В этом расчете наиболее уязвимым местом является предположение о равенстве начальных содержаний U²³⁵ и U³²⁸. Фаулер отказался от него и предложил оригинальный метод определения начального отношения изотопов урана, основанный на довольно простой и почти очевидной идее. Согласно этой идее количество того Вили иного тяжелого изотопа, образующегося в сверхновой звезде при нейтронном синтезе, зависит не только от скоростей синтеза и распада этого изотопа, но и от скоростей образования и распада его прародителей и от их числа. В самом деле, если наряду с данным изотопом, например U²³⁸, образуются и более тяжелые, имеющие атомные веса, равные 242, 246 и т. д., которые при радиоактивном распаде превращаются в U²³⁸, то его количество увеличится, и тем значительнее, чем больше таких прародителей.

Соответствующие расчеты показали, что прародительский фактор распространенности для урана-238 (включая непосредственное образование U²³⁸) составляет 3,1; для урана-235 он равен 6, а для тория-232 - 5,75. Далее было учтено, что скорость образования ядер с нечетными атомными весами и их стабильность несколько меньше, чем те же параметры четных ядер. Кроме того, были приняты во внимание и некоторые другие добавочные факторы, влияющие на распространенность изотопов. После того как все это было сделано, Фаулер и Хойл получили, что относительная начальная распространенность изотопов урана и тория составляет:

U²³⁵/U²³⁸ = Th²³²/U²³⁸ = 1,65 ± 0,15.

Для этих же изотопов в настоящее время отношения их распространенности равняются: U²³⁵/U²³⁸ = 0,00723, Th²³²/U²³⁸ = 3,8±0,3. Так как периоды полураспада всех этих изотопов известны, то нетрудно найти, что 4,7 миллиарда лет назад, т. е. в период образования солнечной системы, эти же отношения равнялись: для урана 0,375±0,03, для тория 2,3±0,2.

Для расчета промежутка времени, прошедшего от начала синтеза тяжелых элементов до периода образования солнечной системы, используются соответствующие изотопные отношения (начальные и для 4,7 миллиарда лет), а также учитывается ряд добавочных факторов, таких, например, как влияние на изотопные отношения тяжелых элементов первоначального состава сверхновой звезды, т. е. ее состава до вспышки, выброс материи звездами в процессе их формирования, который несколько изменяет их состав, и т. д.

Расчеты, проведенные с поправками на эти добавочные факторы, дали по обоим изотопным отношениям (урановому и ториевому) одинаковые значения: (7,7±2)-109 лет. Таким образом, для начала ядерного синтеза в сверхновых звездах нашей Галактики получается возраст (7,7 ± 4,7)*10⁹ = (12,4 ± 2)*10⁹ лет. Этот промежуток времени еще не является возрастом Галактики: до того как та или иная звезда вспыхнула как сверхновая, она должна была сформироваться и пройти более или менее длинный путь развития. Для того чтобы оценить длительность эволюции будущих сверхновых до их вспышки, используют данные об их массе, скорости эволюции данного типа звезд и т. д. В результате учета этих факторов длительность эволюции сверхновых звезд до их вспышки была оценена в 7,6 миллиарда лет. Тогда возраст нашей Галактики, равный сумме длительности эволюции сверхновой звезды до ее вспышки, промежутка времени от начала синтеза тяжелых элементов до образования солнечной системы и возраста солнечной системы, составляет: (7,6 + 7,7 + 4,7)*10⁹ = (20±4)*10⁹ лет.

Насколько обоснован этот результат? Для того чтобы его получить, были использованы два существенно различных метода. Первый основан на измерении уран-ториевых отношений и на идее о прародительском факторе. Такие измерения в настоящее время делаются с хорошей точностью, а идея о прародительском факторе проста и вполне разумна. Таким образом, найденная величина промежутка времени, прошедшего от периода ядерного синтеза, вполне заслуживает доверия.

Между тем о поведении сверхновых звезд до их вспышки мы знаем очень мало. Поэтому оценка длительности их существования до вспышки может быть дана лишь приближенно, а найденный таким образом возраст нашей Галактики, в общем, тоже нужно считать лишь приблизительным.

Желанную ясность могут принести лишь новые факты и новые теории. О них мы и расскажем далее.

Модели мира

Рассмотренные ранее радиоактивные методы определения абсолютного возраста материалов органического и неорганического происхождения позволили ученым датировать важнейшие этапы развития Вселенной и таким образом углубить наше понимание протекающих в ней процессов. Так как соответствующие работы были выполнены современными учеными и к тому же жителями Земли, то в эгих исследованиях отсчет времени ведется от современности назад, в глубь веков и тысячелетий, а объектами исследования являются этапы развития человеческой культуры, последовательность развития различных форм жизни на Земле, хронология формирования лика Земли, возраст Земли и Солнца.

В дальнейшем ученые вышли за пределы Земли и солнечной системы. Используя те же радиоактивные методы, они определили возраст химических элементов, звезд и нашей Галактики. Однако наша Галактика является лишь одной из многих звездных систем, составляющих Вселенную. Ныне известно много небесных тел, имеющих примерно такую же структуру, как наша Галактика, а еще больше - значительно от нее отличающихся. За последнее столетие доступный нашим исследованиям мир необычайно расширился, а понимание его углубилось. При этом стало еще более ясно, сколь недостаточны наши знания о строении Вселенной. Между тем определение промежутков времени, отделяющих нас от важнейших этапов развития мира, является одним из существенных способов его изучения.

Для того чтобы понять, в каком мире мы живем: бесконечном или конечном, стационарном или нестационарном, ученые создали модели Вселенной, т. е. более или менее упрощенные ее схемы. Этих моделей было предложено несколько. При этом физических идей оказалось достаточно для того, чтобы их построить, а астрофизических данных слишком мало для того, чтобы отдать решительное предпочтение какой-либо одной из них.

Все современные модели Вселенной построены на основе космологического уравнения Эйнштейна. Это уравнение содержит члены, характеризующие силы взаимодействия вещества, и члены, описывающие геометрию мира. В него входит ряд параметров: средняя плотность вещества Вселенной; гравитационная постоянная, характеризующая силы притяжения; космологический член, который на языке классической механики можно интерпретировать как характеристику сил отталкивания, и др. Некоторые из них, например гравитационная постоянная, известны с достаточно хорошей точностью; другие, например средняя плотность вещества Вселенной, в настоящее время определены лишь приближенно. Между тем от их величины существенно зависит структура мира и характер его изменений с течением времени.

При построении любой модели неизбежно делаются допущения, упрощающие решение задачи: некоторые из характеристик модели классифицируются как главные и исследуются их изменения, другие характеристики с большим или меньшим на то основанием принимаются постоянными, третьи отбрасываются.

На основании имевшихся экспериментальных астрономических данных Эйнштейн посчитал, что Вселенная "в большом" однородна и изотропна, т. е. распределение в ней звезд и галактик таково, что средняя плотность вещества в больших ее участках, охватывающих многие галактики, одинакова и это справедливо для любых направлений.

В 1917 г. Эйнштейн и в 1916-1917 гг. де-Ситтер нашли такое решение космологического уравнения, которое отвечало условию стационарности Вселенной, т. е. неизменности в среднем всех основных ее параметров:; массы, плотности и объема (разумеется, это не исключает всевозможных движений, совершающихся внутри такой системы). Объем и радиус R этой Вселенной постоянны, она не имеет ни начала, ни конца и должна существовать бесконечно долгое время (рис. 57, 1). Тогда эта точка зрения представлялась наиболее естественной.

Рис. 57. Модели Вселенной. 1 - стационарный мир Эйнштейна; 2 - пульсирующий закрытый мир; 3 - открытый мир, который неограниченно расширяется; 4 - модель Леметра; 5 - модель мира, скорость расширения которого постепенно уменьшается; 6 - модель мира, который сначала сжимается, а затем расширяется

Остановимся еще на одной особенности модели мира Эйнштейна. Согласно общей теории относительности все физические тела искривляют пространство, и тем больше, чем больше их масса, а величина этого искривления убывает с увеличением расстояния от соответствующего тела. Так, например, луч света от звезды, проходя вблизи Солнца, несколько искривляется. Как известно, этот эффект действительно наблюдается.

Для его наблюдения на фотографии звездного неба, сделанной во время солнечного затмения, выбирается звезда, изображение которой расположено близ диска Солнца, и определяется ее положение относительно других звезд, экспонированных на этой же фотопленке. Затем положение этой же звезды относительно других звезд определяется по фотоснимкам, сделанным до или после затмения. Смещение изображения указанной звезды относительно других звезд как раз и характеризует величину искривления луча света.

Если в космосе длина пути электромагнитного сигнала (например, луча света) очень велика, то суммарное искривление его траектории тоже окажется большим. Из этого следует, что при некоторой длине пути, в результате искривления, луч света, описав гигантскую дугу, должен вернуться в ту же точку, из которой он вышел. Именно это расстояние и определяет размеры сферического стационарного мира Эйнштейна. Таким образом, этот мир замкнут, хотя у него нет границ, и любой сигнал, испущенный внутри него, не может выйти за его пределы.

Представить себе это положение удобнее всего с помощью аналогии, предложенной в свое время А. Эддингтоном. Если двухмерный жучок может двигаться только по горизонталям, то на плоскости для него все естественно и, двигаясь все время в одном направлении, он может дойти до ее границы (если она есть). Если же на этой плоскости есть возвышение, то двухмерный жучок, дойдя до него, обнаружит кривизну своего пространства. В самом деле, идя все вперед и все по горизонтали, он в то же время свернет вбок и звездочка, лежащая на его плоскости, которая светила прямо на него, теперь окажется справа или слева.

Оказавшись на поверхности шара и двигаясь всё прямо и все вперед, двухмерный жучок в конце концов придет в ту же точку, из которой он вышел, и отметит, что его пространство кривое, замкнутое, но не имеет границ. Сходным образом обстоит дело для трехмерных существ, живущих в трехмерном пространстве, имеющем положительную кривизну.

Таким образом, у стационарного замкнутого мира Эйнштейна нет границ в пространстве и времени, но существуют определенные размеры. При радиусе такой Вселенной, равном 10²⁸ см, средняя плотность ее вещества должна быть равной 10*^-29 г/см³, а полная масса 2*10⁵⁶ г. Эта масса в 10² раз больше массы Солнца и в 10¹² раз больше массы нашей Галактики. Таким образом, стационарный мир Эйнштейна должен содержать около 10¹² галактик.

Прошло лишь несколько лет со времени разработки этой модели - и стационарный мир Эйнштейна был подвергнут серьезной критике. В 1922 г. А. А. Фридман (1888-1925 гг.) проанализировал уравнение Эйнштейна к показал, что стационарный мир Эйнштейна является лишь частным решением космологического уравнения, а в более общем случае это уравнение приводит к моделям мира, изменяющимся с течением времени. Фридман дал группу решений уравнения Эйнштейна и получил при этом ряд различных моделей Вселенной. Рассматривая уравнение Эйнштейна с космологическим членом, равным нулю, т. е. без сил отталкивания, Фридман показал, что в этом случае получаются только нестационарные решения. Это означает, что фридмановские миры должны либо расширяться, либо сжиматься. При этом решающее значение для поведения мира имеет средняя плотность его вещества.

Если средняя плотность вещества больше некоторой величины, которую называют "критической плотностью", то мир сферичен и имеет положительную кривизну. Такой мир некогда должен был быть сверхплотным и занимать очень малый объем. Затем этот мир расширяется и достигает некоторого предельного объема, после чего начинается все убыстряющееся его сжатие, которое затем должно смениться расширением (рис. 57, 2). Это пульсирующий мир. Так же как и стационарная модель Эйнштейна, этот мир является закрытым, так как, хотя у него и нет границ, его объем ограничен.

Если же средняя плотность вещества Вселенной меньше критической, то от некоторого сверхплотного состояния с малым объемом мир расширяется неограниченно (рис. 57, 3). Геометрия этой модели тоже неевклидова, т. е. пространство имеет кривизну. Однако в данном случае кривизна пространства отрицательная. Для того чтобы представить себе такое пространство, опять же удобно воспользоваться двухмерной аналогией: в двухмерном плоском мире положительную кривизну пространства можно представить как поверхность сферы, а отрицательную - как поверхность гиперболоида вращения. Согласно этой модели мир является открытым, с течением времени его объем неограниченно возрастает.

Рассмотрим еще несколько наиболее интересных моделей мира. В 1931 г. Г. Леметр предложил модель мира с космологическим членом, не равным нулю. На* помним, что при некотором, специально подобранном значении этого космологического члена Эйнштейн получил стационарную модель мира. По ряду соображений Леметр посчитал, что величина космологического члена больше значения, принятого в свое время Эйнштейном, однако лишь немного больше. Такой выбор параметров модели привел к тому, что мир Леметра от начального сверхплотного состояния с малым объемом сначала быстро расширяется и достигает размеров стационарного мира Эйнштейна. Затем скорость расширения резко уменьшается и происходит почти что остановка расширения (рис. 57, 4), после чего скорость расширения снова увеличивается.

Не правда ли, какой причудливый мир? Однако есть ли у нас основания полагать, что именно в таком мире мы и живем, или, напротив, что наш мир совсем другой.

В 1932 г. Эйнштейн и де-Ситтер рассмотрели модель мира, в котором средняя плотность вещества равна критической, а космологический член равен нулю. Такой мир от начального сверхплотного состояния с малым объемом расширяется сначала быстро, а потом все медленнее и медленнее, так что радиус мира стремится к некоторому конечному значению (рис. 57, 5).

Выбрав некоторые другие значения тех же основных параметров, можно построить еще целый ряд моделей мира. Например, пульсирующий мир, сжимающийся от конечного радиуса до некоторого минимального, а затем снова расширяющийся (рис. 57,6), и т. д.

В каком же мире мы живем? Недостаточное знание величины некоторых основных параметров космологического уравнения (средней плотности вещества Вселенной и др.) пока еще не позволяет сделать однозначный выбор между различными моделями мира, между тем, как мы уже говорили, для каждой из них структура мира, характер его развития и возраст существенно различны. В одних моделях, например стационарной или пульсирующей, возраст мира бесконечен, в других - с начальным сверхплотным состоянием и различным образом расширяющихся - возраст мира имеет конечную величину, однако различную для разных моделей.

Таким образом, если бы удалось определить возраст нашего мира, то это дало бы возможность узнать, каков он. Точно так же, если бы каким-либо путем удалось определить другие важные параметры нашего мира, то можно было бы обоснованно выбрать одну из его моделей, а это позволило бы вычислить возраст мира. Во всяком случае очевидно, что обоснованный выбор между всеми этими моделями может быть произведен лишь на основе дополнительных экспериментальных фактов и дальнейшего усовершенствования теории. Далее мы увидим, что последующие годы принесли очень значительные и довольно неожиданные успехи и в том, и в другом направлении.

Красное смещение

В двадцатых - тридцатых годах нашего века астрофизика обогатилась новыми чрезвычайно интересными и важными фактами, существенными для суждения о структуре нашего мира. Однако прежде чем рассмотреть эти факты и те выводы, которые из них следуют, условимся о нескольких вещах. Во-первых, так как все экспериментальные факты получены учеными при изучении доступной нашим исследованиям части Вселенной, то здесь и далее, когда говорится о Вселенной, имеется в вицу именно эта ее часть. Во-вторых, описанные ниже экспериментальные факты представляют чрезвычайный интерес и из них были сделаны очень важные выводы относительно строения космоса, эволюции космических тел и промежутков времени, отделяющих нас от кардинальных этапов этой эволюции. Именно поэтому важно оценить степень однозначности и достоверности этих результатов, а для этого необходимо детально и строго рассмотреть их экспериментальную основу. Нужно посмотреть, выдержит ли груз капитальных выводов вся цепь умозаключений, достаточна ли для этого надежность каждого из звеньев этой цепи. Однако если сомнения в надежности экспериментальных основ отпадут, то выводы придется принять, какими бы удивительными они ни казались.

Выбрав ту или иную модель мира, мы тем самым примем и определенную шкалу времени для важнейших этапов его развития.

Теперь рассмотрим эти экспериментальные факты. То, что все небесные тела имеют собственные движения, было известно давно. Неожиданным оказался характер движения далеких небесных тел: звезд и галактик. Измерения показали, что все они движутся в направлении от нас. Еще более удивительной оказалась скорость движения этих небесных тел. Э. Хаббл обнаружил,- что чем дальше они от нас находятся, тем больше их скорость.

Скорость движения светящихся космических тел астрономы определяют с помощью эффекта Допплера. Напомним, что этот эффект заключается в том, что при движении тел частота колебаний, воспринимаемых детектором, отличается от частоты колебаний, испускаемых источником. Причем при их взаимном удалении наблюдается уменьшение частоты. Если речь идет о видимом свете, то уменьшение частоты электромагнитных колебаний означает сдвиг в длинноволновую, т. е. красную часть спектра. Поэтому в этом случае говорят о красном смещении спектра.

Ныне измерение частоты электромагнитных колебаний производится с большой точностью, а различные спектры от неподвижных источников тщательно изучены. Это позволяет с относительно небольшими искажениями измерять величину красного смещения спектральных линий, получаемых от далеких космических объектов: звезд и галактик (рис. 58). Поэтому удается достаточно точно определять и скорость движения небесных тел.

Рис. 58. Красное смещение в спектрах далеких галактик. Слева сверху приведен спектр Солнца. Далее слева приведены спектры различных галактик, причем на каждом из них расстояние между пунктиром и стрелкой указывает величину смещения линий спектра. Справа расположены фотографии тех же галактик и под каждой из них указано расстояние от нее до Земли (в парсеках)

Таким образом, тот экспериментальный факт, что все наблюдаемые галактики удаляются от Земли, не вызывает сомнений. Однако из этого вовсе не следует, что наша солнечная система или Земля занимают особое, выделенное положение. Если на пленку воздушного шарика нанести метки, а затем его постепенно раздувать, то расстояние между каждой меткой и всеми остальными будет увеличиваться, и это справедливо для любой из них. Таким образом, видимое с Земли разбегание галактик следует интерпретировать как общее расширение Вселенной.

Наблюдаемое ныне расширение Вселенной позволяет сразу отбросить некоторые модели мира, но еще не дает возможности однозначного выбора; ведь имеется несколько существенно различных расширяющихся моделей.

Дальнейший прогресс в этой области был достигнут при изучении движения очень удаленных небесных тел. Исследуя эти объекты, Хаббл обнаружил, что их скорость пропорциональна расстоянию от Земли. Эта зависимость носит название закона Хаббла и выражается в виде: v=Hr, где v - скорость движения космического тела, r - его расстояние от Земли, Н - коэффициент пропорциональности между этими величинами, который называют постоянной Хаббла. Из этого закона следует, что некогда Вселенная имела очень малый объем и соответственно сверхвысокую плотность. Из него же можно определить промежуток времени, который отделяет нас от этого состояния Вселенной.

В 1929-1931 гг. соответствующие расчеты были сделаны, и при этом произошел конфуз. Получилось следующее: на основании измерений расстояний до ряда галактик и определения скоростей их движения значение постоянной Хаббла оказалось равным 1,8*10^-17 сек^-1. Обратная величина этой постоянной как раз и дает искомый промежуток времени: 1/H = 5,5*10¹⁶ сек = 1,8*10⁹ лет. Таким образом, определенный по разбега-нию галактик возраст Вселенной составил лишь около 2 миллиардов лет и оказался меньше возраста Земли! Это свидетельствовало о наличии каких-то ошибок либо в постановке задачи, либо в измерениях, а может быть и в том и в другом.

Мы уже говорили о том, что при измерении скоростей даже очень удаленных небесных тел была достигнута хорошая точность. Между тем определение расстояний до космических тел связано с более серьезными трудностями, не вполне преодоленными и в настоящее время. Представьте себе следующую неудобную ситуацию: вам нужно перевести статью с хинди на русский, а хинди вы не знаете и хинди-русского словаря у вас нет. Однако у вас есть хинди-английский, англо-французский, франко-немецкий и немецко-русский словари. Располагая таким арсеналом словарей, перевод сделать можно. Разумеется, он будет не очень точным, и тем более неточным, чем больше промежуточных звеньев. С аналогичной ситуацией сталкиваются астрономы при определении расстояний до очень удаленных небесных тел.

Расстояния до ближайших к нам звезд астрономы определили методом параллаксов. Этот метод заключается в следующем: произведя наблюдения данной звезды из двух различных пунктов А и С (рис. 59), мысленно строят треугольник АОС, в вершине которого находится исследуемая звезда О, а основанием (базой) служит прямая AС, соединяющая пункты наблюдения. Определив величину угла АОВ, который называют параллактическим углом или просто параллаксом, и заранее зная длину базы, можно вычислить искомое расстояние ВО.

Рис. 59. Параллактический треугольник для определения расстояния

Так как звезды расположены далеко от Земли, то их параллакс очень мал. Между тем для успеха этих измерений он должен быть определен с большой точностью. В этом и заключается основная трудность этих измерений. Астрономам древнего мира метод параллаксов был известен. Однако из-за низкой точности измерений определить расстояния до звезд они не смогли.

"Коперник тоже пытался определить расстояния до звезд методом параллаксов и воспользовался для этого достаточно большой базой - диаметром земной орбиты (300 млн. км). Для этого он произвел два измерения звезды из одного и того же пункта с интервалом в пол года. Однако обнаружить параллакс ему не удалось. Унаследовав от древних авторов ошибочное представление о том, что все звезды удалены от нас на одно и то же расстояние, он из отрицательного результата своих измерений заключил, что все звезды удалены от нас на столь большое расстояние, что их параллакс обнаружить нельзя.

В 1838 г. Фридрих Бессель, производя наблюдения поочередно с противоположных пунктов земной орбиты (т. е. с интервалом в полгода), обнаружил небольшое смещение положения звезды 61 Лебедя относительно других звезд. Тщательными измерениями он определил годичный параллакс этой звезды, т. е. угол, под которым из нее виден радиус земной орбиты (рис. 60). Этот угол оказался равным 1/3 угловой секунды, из чего следует, что она расположена в 700 000 раз дальше от Земли, чем Солнце, т. е. на расстоянии 10¹⁴ км, или 11 световых лет.

Рис. 60. Схема определения годичного параллакса звезды

В 1839 г. Т. Гендерсон измерил годичный параллакс звезды а Центавра, который оказался равным 1". Таким образом, эта звезда (одна из ближайших к нам) находится от Земли на расстоянии около 4 световых лет. В следующем году В. Я. Струве из наблюдений, сделанных в Пулковской обсерватории, определил параллакс значительно более далекой звезды Беги.

В настоящее время измерены параллаксы сотен звезд, однако лишь таких, которые удалены от нас не более чем на несколько сот световых лет. Параллаксы более далеких звезд столь малы, что современными методами их измерить не удается. Несколько сот световых лет (10¹⁵-10¹⁶ км) - это огромное расстояние по сравнению с размерами нашей Земли, радиус которой равен примерно 6000 км. Даже по сравнению с размерами солнечной системы, диаметр которой составляет около 10¹⁰ км, это тоже огромное расстояние. Однако по cpaвнению с размерами нашей Галактики, большая полуось которой равна около 85 000 световых лет, верхняя граница, метода параллаксов представляется уже незначительной. Между тем множество галактик удалено от н(ас на расстояния в миллионы и миллиарды световых лет.

Для определения расстояний, превышающих сотни световых лет, были разработаны различные фотометрические методы, основанные на сравнении видимой и истинной яркости источников света. Суть этих методов легко уяснить из следующего примера: представьте себе, что в пункте наблюдения освещенность, созданная некоторым источником света, равна 1/4 люкса, и известно, что этот источник представляет собой 100-свечевую электрическую лампу. Нетрудно рассчитать, что он находится на расстоянии 20 м. Ведь этот же источник на расстоянии 1 м создал бы освещенность в 100 люкс, а сила света точечного источника убывает обратно пропорционально квадрату расстояния.

Видимая яркость звезд измеряется в пункте наблюдения. Их истинная яркость нам заранее не известна. Для определения истинной яркости небесных тел удалось использовать свойства особого класса переменных звезд: цефеид. В 1912 г. Г. Ливитт открыла зависимость между их видимым блеском и периодом пульсаций. Оказалось, что чем больше период, тем больше яркость цефеиды. Если бы мы знали истинную яркость хотя бы одной цефеиды, то по отношению их периодов смогли бы рассчитать истинную яркость всех остальных. Таким образом, здесь возникает проблема нуль-пункта фотометрической шкалы расстояний, т. е. привязки ее к другой, в которой абсолютные расстояния известны. В дальнейшем путем определения параллаксов нескольких цефеид такую привязку осуществить удалось. После этого цефвидный метод позволил увеличить шкалу расстояний, доступных определению, до нескольких сотен тысяч световых лет.

Когда астрономы захотели проникнуть в глубь космоса еще дальше, то метод цефеид оказался непригодным, потому что в очень удаленных галактиках различить цефеиды уже не удается. Тогда Хаббл предложил для определения расстояний метод ярчайших звезд. Этот метод основан на том, что в каждой галактике есть звезды разного типа. Однако звезды одного и того же типа, членами какой бы галактики они ни являлись, имеют приблизительно одинаковые свойства: массу, яркость и т, д. Для каждой галактики видимый блеск наиболее яркой звезды определяется как среднее значение из измерений нескольких наиболее ярких звезд. Далее предполагается, что в разных галактиках средняя яркость наиболее ярких звезд одинакова. Тогда сравнение их видимой яркости дает шкалу относительных расстояний. Далее, так же как и в предыдущем случае, возникла проблема нуль-пункта, т. е. привязки этой шкалы к другой, в которой абсолютные расстояния известны. Для калибровки метода ярчайших звезд был использован цефеидный метод. Верхней границей метода ярчайших звезд является такое расстояние, на котором в галактиках еще удается различить отдельные звезды.

Для того чтобы в измерении космических расстояний продвинуться еще дальше, - а это представляет исключительно большой интерес, - был разработан еще один фотометрический метод. Этот метод заключается в сравнении интегральной яркости самих галактик. Есть галактики, имеющие разную структуру, и юни разделены на разные типы. Метод основан на предположении о том, что галактики одного и того же типа и структуры имеют и одинаковую светимость. Разумеется, это справедливо лишь приближенно.

Этот метод определения расстояний - тоже относительный, а для его калибровки был использован метод ярчайших звезд. После того как это было сделано, доступную нашим исследованиям область Вселенной удалось расширить до миллиардов световых лет.

В последующие десятилетия астрономами была проделана громадная работа по усовершенствованию методов измерения больших расстояний и изучению свойств многих сотен галактик. При этом выяснилась необходимость учета некоторых добавочных факторов и исправления шкалы больших расстояний. После того как это было сделано, величина постоянной Хаббла существенно изменилась. По современным данным ее обратная величина, или возраст Вселенной, составляет около 13 миллиардов лет.

Насколько достоверен этот, вычисленный по постоянной Хаббла, возраст Вселенной? Красное смещение спектров небесных тел и соответственно скорости небесных тел ныне определяются с хорошей точностью. Определение очень больших расстояний делается с довольно большой погрешностью. Таким образом, хотя самый факт расширения Вселенной доказан и не вызывает сомнений, в то же время возможно, что величина постоянной Хабола в дальнейшем изменится.

Что же означает полученный возраст Вселенной?, Если в прошлом имело место лишь расширение Вселенной (и скорость разбегания галактик была постоянной, то около 13 миллиардов лет назад вещество находилось в сверхплотном состоянии. Однако не исключено, что скорость разбегания галактик не всегда была одинаковой. Более того, возможно, что в прошлом был период сжатия Вселенной, который затем сменился расширением. Может быть это произойдет и в будущем. Наблюдаемое ныне расширение Вселенной отнюдь не исключает все эти возможности. Следовательно, для однозначного выбора модели мира и его временной шкалы нужны дополнительные экспериментальные факты. В последние годы их удалось обнаружить.

Космохронология и квазары

В последнее десятилетие были получены новые астро-физические данные, очень неожиданные и представляющие выдающийся интерес. Эти научные события произошли следующим образом. Исследуя ряд космических объектов, отмеченных в кембриджском каталоге галактик, и выбирая среди них наиболее удаленные, астрономы обнаружили, что между ними встречаются некие образования, не являющиеся туманностями, не идентифицирующиеся с галактиками и в то же время обладающие огромной яркостью, в десятки раз превышающей яркость обычных галактик.

Столь большую яркость этих объектов можно объяснить двояко: предположив, что они находятся внутри нашей Галактики, т.е., по космическим масштабам, не §очень далеко от нас, или посчитав, что они находятся кочень далеко за пределами нашей Галактики, имеют колоссальную массу и соответственно огромную светимость. То обстоятельство, что в спектрах этих объектов обнаружилось очень большое красное смещение, говорило за то, что они движутся с очень большими скоростями.

В модели расширяющейся Вселенной и по закону Харбла это означает, что космическое тело находится на очень большом расстоянии от наблюдателя. В дальнейшем именно эта точка зрения была подтверждена и ныне стала общепринятой.

Оказалось, что эти объекты во многом похожи на звезды, но при этом отличаются колоссальной массой, достигающей сотен миллионов солнечных масс. По-видимому, эти образования не очень устойчивы, так как расходуемая ими энергия огромна. Эти небесные тела получили название квазизвездных объектов, или, сокращенно, квазаров.

В отношении строения квазаров, их происхождения и пути их эволюции пока известно очень мало. Отдельные ученые по этому поводу высказывали существенно различные взгляды, в том числе и довольно экзотические. Например, Н. С. Кардашев в 1969 г. писал: "В частности, не может ли оказаться, что квазары являются продуктом деятельности сверхцивилизации? Ведь это самые компактные и самые мощные из известных источников энергии, а источники энергии, вероятно, являются одним из основных и необходимых факторов развития любой цивилизации"^*. Он же в другой работе пишет: "В настоящее время можно даже обсуждать вопрос о том, не является ли факт расширения наблюдаемой части Вселенной результатом сознательной деятельности суперцивилизации?" ^**.

^* (Н. С. Кардашев, Послесловие редактора перевода к книге: Дж. Бербидж, М. Бербидж, Квазары, Изд. "Мир", М., 1969, стр. 235. )

^** (Н. С. Кардашев, Астрофизический аспект проблемы поиска сигналов внеземных цивилизаций, сб. "Внеземные цивилизации", изд. "Наука", М., 1969, стр. 48.)

Между тем В.Л.Гинзбург в 1970г. по поводу квазаров пишет: "Здесь нельзя умолчать о том, что вопрос о природе квазаров еще окончательно не решен и, главное, некоторые астрономы вообще усомнились в справедливости для квазаров космологической (т. е. обусловленной расширением Вселенной) интерпретации красного смещения.

Вот и открылась возможность для экстравагантных гипотез вроде предположения о выбросе сгустка газа из ядра (плотной области) в центре нашей Галактики или ближайших радиогалактик.

Если не руководствоваться несомненно неверным тезисом, что "в астрономии все возможно", то для упомянутой гипотезы и ей подобных никогда не было достаточно серьезных оснований"^*.

^* (В. Л. Гинзбург, Современная астрофизика, Изд. "Наука", М, 1970, стр. 80.)

В настоящее время внегалактическая природа квазаров не вызывает сомнений. Более того, то обстоятельство, что они имеют столь большую яркость и находятся от нас на огромных расстояниях, позволило использовать их для более углубленного изучения строения и развития Вселенной.

В 1963 г. были произведены тщательные измерения квазара ЗС 273-В. Оказалось, что он испускает видимого света приблизительно в сто раз больше, чем вся наша Галактика, и удаляется от нас с такой скоростью, что красное смещение его спектра достигает 16%. В последующие годы поисками квазаров и их изучением занялись многие ученые. Были обнаружены квазары, у которых красное смещение достигает двухсот и более процентов и, следовательно, скорость их удаления от нас превышает 0,8 от скорости света.

Большинство квазаров удалены от нас, даже по космическим масштабам, на огромные расстояния. Для определения этих расстояний пока нет иного метода, кроме использования закона Хаббла. Напомним, что согласно этому закону скорость, с которой космические тела от нас удаляются, пропорциональна их расстоянию от нас (v = Hr, где Н - постоянная Хаббла) и, следовательно, соответствующее расстояние равно r = v/H . При этом, разумеется, мы видим тот или иной квазар не таким, каков он сейчас, а таким, каким он был тогда, миллиарды лет назад, когда испустил ту электромагнитную волну, которую мы сейчас воспринимаем.

Если и на столь больших расстояниях закон Хаббла справедлив, а величина постоянной Хаббла и несколько миллиардов лет назад была такой же, как и сейчас, то самые далекие квазары расположены от нас на расстоянии около 8 миллиардов световых лет. Таковы пока пространственные границы измеренного мира.

Заметим, что, в общем, в справедливости закона Хаббла сомнений нет. Что касается величины постоянной Хаббла в далеком прошлом, то мы уже знаем, что по одним моделям мира она должна быть постоянной, а по другим - переменной.

Спустя несколько лет после их открытия квазары преподнесли еще одну неожиданность: оказалось, что у заметной их части красное смещение составляет около 195%. Конечно, было очень интересно понять, чем это объясняется: случайностью или какой-то закономерностью строения и развития Вселенной?

В 1967 г. В. Петросян, Э. Сальпитер и П. Сцекерс отметили, что довольно естественным ответом на этот вопрос является предположение о том, что расширение Вселенной протекало неравномерно и некогда оно шло замедленно.

Действительно, если это так, то в эпоху медленного расширения относительно много квазаров имело приблизительно одинаковую скорость и ныне дает примерно одинаковое красное смещение, а в эпоху быстрого расширения разброс скоростей был больше и соответственно большим оказывается различие величин красного смещения.

Эти же авторы подчеркнули, что такое замедление расширения, "расширение с остановкой", находится в хорошем соответствии с моделью мира Леметра (см. рис. 57, 4). Н. С. Кардашев сделал для этого случая расчет и показал, что в таком мире современная плотность вещества должна равняться 1,8*10^-30 г/cм³, современный радиус должен составлять 1,4*10²⁸ см, или 15 миллиардов световых лет, а длительность остановки - около 50 миллиардов лет.

Таким образом, модель Леметра получила перевес над другими, однако не надолго. В последние годы, когда было открыто и изучено еще несколько десятков квазаров, оказалось, что максимум числа квазаров с красным смещением, равным 195%, расплылся. Согласно последним данным похоже на то, что его вообще нет, а следовательно, нет оснований и для принятия модели мира Леметра.

Разумеется, это ни хорошо и ни плохо, - просто для получения однозначного ответа о строении и возрасте Вселенной нужно искать новые экспериментальные данные.

Далее мы увидим, что некоторые из них в какой-то мере "пришли сами".

Реликтовое излучение и возраст мира

Иногда невольно приходится подслушать чужой разговор. В автобусе, в метрополитене вы заняты своими мыслями или читаете книгу (т. е. заняты мыслями чужими), а чей-то разговор лезет вам в уши и вы не можете его не слышать. В большинстве случаев он вам нэ нужен, мешает, но вдруг может случиться, что этот подслушанный разговор оказывается важней вашей книги и в нем .содержится ответ на то, о чем вы думали месяцами или годами.

В 1965 г. телефонной компанией Белла была изготовлена антенна, соединенная с очень чувствительной радиотехнической измерительной аппаратурой. Все устройство было настроено на работу при длине волны 7,35 см. Когда инженеры испытывали эту систему, то обнаружилось, что она воспринимает какой-то "шум". Разумеется, сначала подозрение пало на радиотехнические приборы: в них искали дефекты, их проверяли и перепроверяли, но никаким их улучшением "шум" устранить не удалось. Затем стали искать по всей округе внешние источники помех, например, электроаппаратуру, способную искрить, давать высокочастотные колебания и т. д. При столь высокой чувствительности всего устройства помехой могли служить и источники, расположенные довольно далеко. Однако скоро удалось доказать, что они не при чем, а принимаемые сигналы имеют внеземное происхождение.

После того как это было установлено, соответствующие работы были признаны настолько интересными и важными, что была предпринята специальная серия исследований этого излучения. Чтобы понять природу принимаемых сигналов, измерения были проведены и на других длинах волн, причем на каждой из них измерялась интенсивность излучения. Таким образом был получен спектр измеряемого излучения (рис. 61). Оказалось, что по своей форме он очень близок к той, которая соответствует излучению нагретого тела. Напомним, что тепловое излучение давно известно и хорошо изучено. Различные характеристики излучения черного тела описываются законами Планка, Стефана - Больцмана и др., которые позволяют для любой температуры нагретого тела вычислить его спектр и, разумеется, по спектру определить температуру излучающего тела. Именно так в свое время и была определена температура поверхности Солнца и звезд.

Рис. 61. Спектр реликтового излучения. Кружками обозначены отдельные измеренные значения интенсивности реликтового излучения. Сплошная линия соответствует спектру равновесного (черного) излучения при температуре 3° К

В данном случае оказалось, что исследуемое излучение соответствует температуре около 3°К (абсолютной шкалы температуры), т. е. приблизительно -270° С. Далее оказалось, что это излучение идет к нам с разных сторон приблизительно с одинаковой интенсивностью, т. е. что оно изотропно.

Какова же природа этого излучения? Откуда оно? По современным взглядам происхождение этого излучения представляется так: некогда Вселенная была очень плотной и очень горячей и состояла из электронов, протонов, ядер легких элементов (в основном гелия), а также из электромагнитного излучения различной энергии (например, радиотехнического, светового, рентгеновского диапазонов), Такое состояние материи называется плазмой.

При очень высокой температуре и очень высокой плотности плазма для электромагнитного излучения непрозрачна. Таким образом, электромагнитное излучение, участвуя в различных процессах, происходящих внутри сгустка плазмы, выйти из этого сгустка не может. Однако сверхплотное состояние сгустка плазмы неустойчиво и этот сгусток с большой скоростью расширяется, при этом он, разумеется, и охлаждается. Когда его температура снижается до 3000-4000° К, а плотность до 10^-20 г/см³, то в нем активно идет процесс объединения электронов и ионов и образуются атомы водорода, гелия и т. д. Когда этот процесс продвигается достаточно далеко, т. е. охватывает значительную часть скопления, то оно становится для электромагнитного излучения прозрачным и электромагнитное излучение вырывается из него.

Таким образом, на определенном этапе существования сверхплотной горячей Вселенной, при ее расширении, происходит "отрыв" электромагнитного излучения горячего ядра и начинается путешествие этого излучения по просторам расширяющейся Вселенной.

Так как происхождение этого излучения связано с гямым оанним этапом существования Вселенной, то его называют реликтовым излучением. Расчет показал, что для того чтобы температура реликтового излучения от начальной снизилась до наблюдаемой ныне и соответствующей 2,7° К, должно было пройти около 10 миллиардов лет.

Так были подслушаны шумы и шорохи Вселенной, от которых сначала так упорно пытались отделаться, а потом так тщательно изучали. Их исследование убедительно показало что наш мир был в сверхплотном и горячем состоянии, а затем расширился и остыл. Причем от сверхплотного горячего состояния мира до наших дней прошло около 10 миллиардов лет.