Разумно предположить, что скорости небесных тел относительно друг друга обычно составляют тысячи и десятки тысяч метров в секунду – и это внушает некоторую надежду. Земля движется относительно Солнца со скоростью, равной 1/10 000 скорости света. Не много, но намного больше, чем 1/4 000 000.
Так что не будем напрягать голову, как нам использовать источник на паровозе, – вместо этого давайте возьмем свет, испускаемый небесными телами.
А этот свет является либо собственным (как у звезд), либо отраженным (как планеты). Он имеет широкий спектр частот, это делает вопрос о измерении небольшого смещения намного сложнее (с паровозом, для которого можно было создать прожектор с одной длиной волны, все было бы много проще).
Доплер считал, что сложность задачи можно преодолеть. Он предполагал, что звезды излучают только видимый свет, который имеет примерно равномерный спектр – от красного до фиолетового. Если бы звезда удалялась от нас, считал он, все волны увеличивали бы свою длину волн, приближаясь к красному краю спектра, в то время как фиолетовый край стал бы пустым. В результате общий цвет звезд стал бы более красным. Чем больше скорость удаления, тем большим было бы смещение в красную часть, и тем более звезда приобретала бы красный цвет. С другой стороны, если звезда приблизится к нам, спектр сместился бы в другом направлении и звезда приобрела бы синеватый оттенок.
Доплера в его убеждениях подкреплял тот факт, что и в самом деле существовали звезды, которые казались краснее остальных (к примеру, Антарес и Бетельгейзе), а также звезды, которые были более синими, чем остальные (к примеру, Ригель и Вега). Доплер подозревал, что Антарес и Бетельгейзе уходят от нас на больших скоростях, а Ригель и Вега приближаются к нам – и именно перемещение вызывает изменение в их цвете.
К сожалению, Доплер начал с неверного допущения (но пусть в него первым бросит камень тот, кто ни разу не ошибался). Звезды излучают не только видимый цвет в диапазоне от фиолетового до красного. Они также испускают инфракрасные лучи, длина волн которых больше длин волн видимой части спектра, и ультрафиолетовые, длина которых меньше длин видимой части. Это стало известно в 1801 году.
Когда звезда удаляется от нас, тогда смещение света в красную сторону происходит без того, что спектральные линии остаются только с «красной стороны». Там очень длинным волнам красного цвета, что превращаются в инфракрасные волны, на смену приходят не столь длинные волны. С другой стороны, очень короткие волны фиолетового цвета, изменяя свое положение в спектре по направлению к красному концу, не оставляют пустого места. На их место приходят волны из ультрафиолетовой области. Аналогичная замена происходит, когда звезда приближается.
Другими словами, инфракрасная и ультрафиолетовая области являются как бы дополнениями, за счет которых видимый спектр заметно не меняется при приближении или удалении звезды. Общий цвет не изменяется. Цвет же звезды объясняется ее температурой. Более горячая, чем Солнце, звезда выглядит синее (это относится к Ригелю и Веге), в то время как звезды более холодные, чем Солнце, имеют более красный цвет (как в случае с Антаресом и Бетельгейзе).
(Теперь вы видите, что автор книги, о котором я упоминал в начале главы, напрасно вспоминал о Доплере: этот вопрос уже решен столетие назад. Какой смысл читать эту книгу дальше?)
В 1848 году французский физик Арман Ипполит Физо обнаружил ошибку в теории Доплера. Он объяснил, что изменение цвета со скоростью не связано. Необходимо выбрать конкретную частоту и каким‑то образом ее пометить. Тогда можно было бы наблюдать сдвиг этой длины волны.
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.
Глава 10
Далекое расстояние
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.
Это расстояние может вызвать восхищение, но для астрономов оно сродни зубной боли. Чем дальше расположена звезда, тем слабее она, тем меньше ее параллакс, тем хуже видно ее собственное движение.
Это означает, что, если какая‑нибудь звезда уходит на большее расстояние, труднее определить расстояние до нее. Метод измерения параллакса (самый первый способ и самый достоверный), к примеру, дает удовлетворительные результаты только на расстояниях до 100 световых лет, то есть в пределах, близких к границам нашей Солнечной системы.
Таким образом, к началу XX века перспектива исследования Вселенной за пределами нашей Галактики – к примеру, измеряя расстояние – казалась практически невозможной.
К тому же многие считали, что за пределами нашей Галактики ничего и нет. Единственное, что было видно, – это некоторые расплывчатые образования в небе, называемые туманностями. Некоторые из этих туманностей определенно находились внутри нашей Галактики, но другие, возможно, были за ее пределами. Эти подозрительные туманности вызывали особый, все возрастающий интерес в начале XX века.
Самые большие надежды при изучении столь дальних объектов возлагались на астрономические приборы, которые могли определять характеристики независимо от расстояния. Основным явлением, которое можно было использовать, был сдвиг спектральных линий, вызванный радиальной скоростью (то есть скоростью движения от нас или к нам. – Примеч. пер.) некоторых астрономических объектов при их движении к нам (при этом происходил сдвиг к сине‑фиолетовой части спектра) и при движении от нас (при этом происходил сдвиг к оранжево‑красной части).
Чем дальше находилась звезда, тем труднее ее было разглядеть и тем труднее было наблюдать ее спектр по ее свету. Приходилось применять все больше ухищрений для распознания и измерения положения спектральных линий; еще более трудным было определить смещение. К тому же очень трудно определить радиальную скорость на больших расстояниях. Тем не менее, если спектр можно получить вообще, тогда радиальную скорость можно измерить с достаточной точностью независимо от расстояния. Очень далекий объект, у которого мы можем получить фотографируемый спектр с распознаваемыми линиями, способен двигаться к нам или от нас – и это движение определить не сложнее, чем у близкого объекта.
Во второй половине XIX столетия радиальные скорости были измерены для многих звезд (ныне известны радиальные скорости тысяч звезд). Величины этих радиальных скоростей звезд находятся в довольно узком диапазоне. Для некоторых звезд радиальная скорость практически равняется нулю (в конце концов, некоторые звезды могут двигаться параллельно нашему собственному курсу или могут пересекать линию нашего движения под прямыми углами, так что в данный момент они не приближаются и не удаляются). С другой стороны, некоторые звезды имеют радиальную скорость, равную 400–500 км/с относительно Солнца. Но такие величины редки. Большинство звезд имеют скорость в диапазоне 10–40 км/с – и, похоже, из них столько же удаляется, сколько приближается.
На основе радиальных скоростей можно сделать некоторые заключения относительно собственного движения (то есть движения перпендикулярно линии зрения). Такое собственное движение может быть измерено непосредственно для ближайших звезд – и радиальное движение данной звезды не обязательно имеет отношение к собственному движению этой звезды. Однако среди большого числа звезд существуют статистические соотношения, и это может быть использовано, чтобы получить представление об истинном движении, в трех измерениях, относительно Земли.
Когда это было сделано, полученная картина Галактики на первый взгляд представляла собой нечто вроде осиного гнезда, движущегося наугад во всех направлениях. Более внимательное изучение показало, что можно найти в движении звезд некоторую закономерность. В 1904 году голландский астроном Якобус Корнелис Каптейн доказал, что звезды движутся двумя потоками и движение одного потока противоположно движению другого.
Позднее, в 1925 году, другой голландский астроном, Ян Хендрик Оорт, объяснил эти потоки как результат вращения Галактики. В целом чем дальше астрономический объект находится от гравитационного центра, относительно которого он вращается, тем медленнее его орбитальное вращение. В нашей Солнечной системе чем дальше планета отстоит от Солнца, тем медленнее она движется по своей орбите. В нашей Галактике чем отдаленнее звезда от своего галактического центра, тем медленнее она вращается на своей орбите вокруг центра.
Звезды, более отдаленные от центра Галактики, чем Солнце, будут двигаться медленнее, чем оно. Мы опережаем их, и они медленно отстают от нас. Звезды, более близкие к центру Галактики, чем Солнце, движутся быстрее и нас опережают. Таким образом, получается два потока в противоположных направлениях.
Радиальные скорости, таким образом, оказываются исключительно мощным средством, поскольку они дают нам картину большого медленного вращения огромной Галактики вокруг своей оси – картину, которую мы вряд ли получили бы с такой определенностью любым другим путем.
Но это было только начало.
Следующий этап в насыщенной перипетиями истории определения радиальных скоростей начался в 1912 году, когда американский астроном Весто Мелвин Слайфер измерил радиальную скорость туманности Андромеды. Эту туманность некоторые астрономы считали находящейся за пределами нашей Галактики. Из тех туманностей, которые можно было видеть невооруженным глазом, это была единственная, относительно которой существовало такое предположение. Таким образом, она казалась самым дальним объектом, который человеческий глаз способен видеть без приборов.
Хотя туманность и находилась далеко, Слайфер тем не менее смог получить из ее света спектр. Ему удалось определить, с каким спектром он имеет дело, и из этого вывести, насколько данный спектр сдвинулся относительно нормального положения. По полученной радиальной скорости он мог сказать, находится ли туманность внутри нашей Галактики или за ее пределами.
Смещение оказалось в сторону синего цвета, и Слайфер сделал заключение, что туманность Андромеды приближается к Земле со скоростью 200 км/с. Эта цифра была в пределах радиальных скоростей, часто наблюдаемых у астрономических объектов. Она заняла свое место в астрономических справочниках, но ничего сенсационного из этого не следовало.
Успех привел Слайфера к мысли попытаться измерить скорость другой туманности, которая похожа на созвездие Андромеды, но светится не столь ярко и, по всей вероятности, находится на большем расстоянии. К 1917 году ему удалось измерить радиальные скорости пятнадцати из них.
Полученные результаты вызвали у него недоумение. Когда ученые не видят причин к обратному, они ожидают встретиться со случайным распределением. При измерении радиальных скоростей туманностей следовало бы ожидать, что примерно половина этих туманностей будет удаляться, а половина приближаться.
Оказалось, что это не так. Из пятнадцати созвездий, чьи радиальные скорости были измерены Слайфером, только две (Андромеда и еще одна) приближались. Другие тринадцать удалялись от Солнца.
Более того, это удаление оказалось неожиданно велико. Тринадцать туманностей улетали со скоростью в среднем 640 км/с, а это значение намного превосходило максимальную величину радиальной скорости для любой наблюдаемой звезды.
Если туманности являются частью нашей Галактики, то эти данные были непонятны. С чего это одной группе объектов в Галактике удаляться от нас почти с одинаковыми огромными скоростями, тогда как другие объекты так себя не ведут?
Это необъяснимое поведение стало еще одним фактом, говорящим о необычной природе туманностей.
К счастью, вопрос о том, являются ли туманности галактиками или же это просто какие‑то странности во Вселенной, стоял не долго. В том же 1917 году, когда Слайфер обнаружил непонятное явление, другой американский астроном, Эдвин Поуэлл Хаббл, начал использовать новый телескоп в 100 дюймов радиусом в Маунт‑Вильсоне в штате Калифорния. Этот телескоп оказался достаточно мощным для того, чтобы разглядеть расплывчатую до сих пор туманность Андромеды. Оказалось, что туманность представляет собой скопление очень слабых звезд – слабых ввиду большого расстояния до них.
Это было последнее требуемое свидетельство, необходимое для того, чтобы с уверенностью утверждать, что и туманность Андромеды, и аналогичные объекты являются скоплениями звезд за пределами нашей Галактики и сами в полной мере являются галактиками. С этого времени можно было уверенно говорить о «галактике Андромеда», а не о «туманности Андромеда», и определиться, что окружающий нас набор звезд является галактикой Млечного Пути. (Если вам это интересно, в настоящее время полагают, что галактика Андромеда находится от нас примерно в 2,2 миллиона световых лет и является самым далеким объектом, который можно видеть невооруженным глазом. – Примеч. авт.)
Это прояснило дело. Стало понятно, что объекты за пределами нашей Галактики могут вести себя иначе, чем объекты нашей Галактики. Нет ничего удивительного, что эти галактики движутся быстрее относительно друг друга, чем звезды внутри данной галактики, – как не удивительно, к примеру, что автомобили внутри города и на автострадах движутся с разными скоростями.
Но все же число галактик, которые удалялись, казалось неоправданно большим – тринадцать из пятнадцати.
Но возможно, просто так совпало, что Слайферу попадались только удаляющиеся галактики. Если изучить большее число галактик, то распределение удаляющихся и приближающихся галактик могло быть и равным.
Американский астроном Мильтон Ла Салле Хамасон взялся за решение этой задачи. Это было непросто. Естественно, Слайфер изучил самые яркие галактики, чей спектр можно было получить без труда. Хамасон вынужден был перейти к менее ярким. Ему порой приходилось ждать несколько дней, чтобы получить спектр едва различимых тусклых пятнышек туманностей отдаленных галактик. Трудности были значительными, но ему удалось справиться со всеми проблемами.
Однако, к изумлению Хамасона, все спектры, что он получил, имели красное смещение! Было похоже на то, что все галактики (кроме двух самых близких) удалялись. Дело усложняло то, что смещение в красную сторону было очень большим, представляя скорости не в сотни, а в тысячи километров в секунду. В 1928 году Хамасон измерил смещение в красную сторону галактики, имевшей название NGC 7619, и обнаружил по нему, что галактика удаляется со скоростью 3800 км/с.
Еще загадочней оказалось то, что, чем более далекой была галактика (и, таким образом, дальше от нас), тем быстрее она удалялась.
Это астрономам было трудно понять. Почему скорость движения галактик зависит от их расстояния до нас? Почему именно мы влияем на движение галактик? Что в нашей Галактике такого, что отталкивает другие галактики, и становится ли эта сила отталкивания больше с расстоянием? На протяжении долгого времени ученые задавали себе этот вопрос – в том числе и Альберт Эйнштейн, – но ими не было найдено никакой силы, притяжения или отталкивания, которая бы увеличивалась с расстоянием, и потому этот вопрос остался без ответа.
Астрономам пришлось более детально рассмотреть вопрос о красном смещении. В конце концов, наблюдается лишь красное смещение; то же, что галактики разбегаются, – это лишь вывод красного смещения, а этот вывод может оказаться неверным. С середины XIX столетия астрономы считали само собой разумеющимся, что смещение в красную сторону означает удаление источника света, но, может, наблюдаемое явление имеет и другое объяснение?
В конце концов, свет проходит очень большие расстояния, чтобы дойти до нас из других галактик. Эти расстояния могут быть больше, чем расстояния в нашей собственной Галактике. Возможно, что‑то происходит со светом на очень больших расстояниях, и это «что‑то» приводит к смещению в красную сторону, если даже источник света (в данном случае галактика) относительно нас неподвижен или почти неподвижен. Возможно, смещение в красную сторону может говорить о скоростях удаления звезд только в нашей Галактике, – относительно же других галактик вмешивается какое‑то другое явление.
К примеру, может быть такое, что газ и космическая пыль, которые свет встречает на своем пути за миллионы световых лет, постепенно поглощает часть этого света на своем пути к нам? Возможно, поглощаются в первую очередь короткие волны, что лишает спектр составляющих в сине‑фиолетовой части, и потому спектр кажется более красным, чем ему следует быть.
Любители в науке, размышляя над смещением в красную сторону в спектре галактик, иногда приходят к этой мысли (как и автор книги, которую я упомянул в начале предыдущей главы), однако эта идея говорит о полном непонимании явления. Свет отдаленных галактик действительно должен получить преобладание красного, но только за счет небольшой потери интенсивности в сине‑фиолетовой части спектра; никакого смещения длин волн наблюдаться не должно. Другими словами, этот эффект приведет к общему «покраснению», но не к смещению спектральных линий в красную сторону.
Хорошо, тогда предположим, что свет, когда он проходит большое расстояние, постепенно теряет свою энергию, но со столь малой скоростью, что она становится заметной лишь на расстояниях между галактиками. Длина волны зависит от энергетического содержимого света, а это значит, что, когда свет проходит миллионы световых лет, его длина волны постепенно уменьшается. Каждая спектральная составляющая сдвигается к красному краю спектра. Естественно, чем дальше галактика, тем больше энергии ее свет теряет и тем больше смещение в красную сторону. Это было бы прекрасное объяснение, которое позволило бы внести ясность в вопрос, не давая нашей Галактике какого‑то особого места среди других. Все бы зависело лишь от расстояния.
Однако объяснение через «усталый свет» (как его стали называть) имеет свои трудности. Если не нарушать закона сохранения энергии, который ученые защищают особенно рьяно, можно предположить, что, когда свет постепенно теряет свою энергию, ее приобретает что‑то другое. Но до сих пор астрономам не удалось обнаружить, каким способом энергия света может, проходя между галактиками, измениться таким образом, чтобы получилось наблюдаемое красное смещение. Нужного получателя энергии нет. (К примеру, стоящие на пути света молекулы будут поглощать протон из падающего на них света, но не обязательно «переизлучат» протон с меньшей энергией в том же самом направлении, в котором двигался протон поначалу. Газ и пыль будут поглощать или рассеивать свет, но не будут делать чего‑либо еще, а это «что‑либо еще» обязательно требуется для того, чтобы мы наблюдали свет.)
Кроме того, потери энергии светом были бы заметны не только в виде смещения в красную сторону в свете галактик – их можно было бы найти при наблюдениях внутри нашей Галактики, а этого нет.
Таким образом, гипотеза «усталого света» оказалась несостоятельной как в теории, так и в наблюдениях, и ее пришлось (с неохотой) отбросить – по крайней мере до появления новых фактов.
Но произошло следующее. В 1916 году Эйнштейн выдвинул общую теорию относительности, в которой было положение, что свет, движущийся против гравитационного поля, теряет энергию (что не противоречит закону сохранения энергии). Свет, идущий от любой звезды, движется против поля тяготения, так что он покажет гравитационное смещение в красную сторону.
Тогда может быть такое, что красное смещение галактик является по происхождению гравитационным?
Ответ дать было трудно, поскольку при обыкновенных обстоятельствах это смещение столь мало, что его не замечали. Чтобы смещение можно было различить, требовалось не только очень большое гравитационное поле – оно должно было иметь большую плотность. А поле достаточно большой плотности могло иметь только большое количество материи, заключенной в малый объем, к примеру белые карлики.
Тогда предположим, что смещение в красную сторону света отдаленных галактик имеет гравитационное происхождение и говорит об их невероятной плотности. Но даже если сделать такое предположение, то возникает новый вопрос: если объяснять красное смещение увеличением плотности галактик по мере их удаления от нас, то почему именно Земля является центром, от которого происходит увеличение плотности галактик?
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.