Библия и наука

ми общей теории относительности, приложенными ко всей вселенной. Оказалось, что эти уравнения сами по себе не имеют стационарного решения (аналогично ньютоновской вечной вселенной), т.е. решения, при котором все стояло бы на своих местах и не двигалось. Даже А. Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. общую теорию относительности, был уверен в статичности вселенной и, чтобы избавиться от этой неприятной ситуации, ввел в уравнение некую небольшую добавку, чтобы стационарное решение появилось. Эту добавку он назвал «космологическим» членом, а ее происхождение относилось к какимAто космологическим силам, которые, может быть, когдаAнибудь откроют.

А. Фридман в 1922 г. установил, что без космологического члена решения могут быть трех видов: расширяющиеся (когда вселенная как бы равномерно «раздувается» из некоей точки), сжимающиеся, когда она сжимается в какуюAлибо точку, и пульсирующие, когда она сжимается до точки, а потом опять начинает расширяться. Мэтр Эйнштейн сначала слегка обиделся, что его поправляет какойAто Фридман, а потом публично признал его правоту.

Фридман сделал два очень простых исходных предположения: воAпервых, вселенная выглядит одинаково, в каком бы направлении мы ее ни наблюдали, и воAвторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы производили наблюдения из какогоAнибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что вселенная не должна быть статической. Фридмана, конечно, заинтересовала расширяющаяся вселенная, но как построить из этого астрономическую теорию, он не знал. Вот последние слова одной из его статей: «Пока этот метод немного может дать нам, ибо математический анализ складывает свое оружие перед трудностями вопроса, и астрономические исследования не дают еще достаточно надежной базы для изучения нашей Вселенной, но в этих обстоятельствах нельзя не видеть лишь затруднений временных. (Знал, вероятно, что в отсутствии верификации ничто не может помешать теориям выбрать и классифицировать нужным образом объекты. — М.Ш.).

Новый шаг последовал, когда физик Г.А. Гамов рассмотрел первые секунды и минуты суще-

ствования вселенной с точки зрения квантовой механики. Он сообразил, что вселенная должна была бы при таком ходе событий быть горячей и постепенно остывать. Начиная от работ Гамова, теория эта получила название Большого взрыва или теории горячей вселенной. Примерно через 5 000 000 лет после взрыва вселенная приходит в такое состояние, когда начинается объединение электронов с протонами и нейтронами, т.е. образование атомов водорода и гелия.

Р.Г. Дикке и П. Пиблс высказали мысль, что мы можем видеть свечение ранней вселенной, ибо свет, испущенный очень далекими ее областями, мог бы дойти до нас только сейчас. ИзAза расширения вселенной красное смещение светового спектра должно быть так велико, что дошедший до нас свет будет уже микроволновым (СВЧ) излучением. После того, как все свободные элементарные частицы вошли в состав атомов, свет стал мало взаимодействовать с веществом. То количество света, которое тогда было во вселенной, должно, как в музее, сохраниться вплоть до наших дней.

Перейдем к косвенным фактам.

Первое — реликтовое излучение. Американские радиоастрономы А.А. Пензиас и Р.В. Уилсон в1965 г. открыли излучение, не имеющее источника, т.е. практически равномерно излучающееся из всех точек вселенной. Максимум излучения приходится на длины волн порядка 1 мм. Температура этого излучения, названного реликтовым, оказалась 2,73° Kельвина, хотя Гамов предполагал немножко больше — 6° Kельвина.

Второе — это регистрация смещения спектральных линий химических элементов удаленных звезд в сторону увеличения длин волн, объясняемое эффектом Доплера. Посмотрим классический эффект Доплера:

«Если источник звука и наблюдатель движутся друг относительно друга, частота звука, воспринимаемого наблюдателем, не совпадает с частотой источника звука. Это явление носит название эффекта Доплера (1842 г.). Звуковые волны распространяются в воздухе (или другой однородной среде) с постоянной скоростью, которая зависит только от свойств среды. Однако длина волны и частота звука могут существенно изменяться при движении источника звука и наблюдателя» [8]. Иными словами, до-

стоверная область применения эффекта Доплера относится к распространению волн в однородных средах. Но, как показал М. Планк, свет (в отличие от звука) имеет не только волновую, но и квантовую природу, и изменение частоты фотона связано с изменением энергии по формуле E = hv. Возникают вопросы: что происходит с энергией фотона, излученного «далекой» звездой? И как быть с законом сохранения энергии для фотона? В отличие от воздуха, в вакууме невозможно распространение звуковых волн и переизлучение фотонов. Но представители деятельного естествознания традиционно игнорируют подобные вопросы, в лучшем случае применяя ad hoc гипотезы. Тем не менее, в 1924 г. Лундмарк и Виртц обнаружили по небольшому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера — Физо) лучевых скоростей, что галактики удаляются от нас по всем направлениям, и тем скорее, чем они дальше от нас.

Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/(с•Мпс). Поэтому открытие красного смещения приписывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, главным

образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели постоянную Хаббла (Но) до значений около 50 км/(с•Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с•Мпс). Оценка Хаббла 550 км/(с•Мпс) соответствует размеру вселенной около 2 млрд. световых лет.

В результате мы имеем современную картину нашей Местной системы галактик: всего известно 25 галактик, составляющих так называемую Местную систему, то есть сообщество галактик, непосредственно связанных друг с другом гравитационными силами. Поперечник Местной системы галактик равен примерно трем миллионам световых лет (~1 млн. пс). В Местную систему помимо нашего Млечного Пути и его спутников входит и туманность Андромеды, ближайшая к нам гигантская галактика с ее спутниками, а также еще одна спиральная галактика созвездия Треугольника. Она повернута к нам «плашмя». Доминирует в Местной системе, безусловно, туманность Андромеды. Она в полтора раза массивнее Млечного пути.

Долгое время считалось, что ближайшая к нам галактика — Большое Магелланово Облако. В 1994 г. первенство получила карликовая галактика в созвездии Стрельца. Однако совсем недавно и это утверждение пришлось пересмотреть. В созвездии Большого Пса обнаружился еще более близкий сосед нашей Галактики. От него до центра Млечного Пути всего 42 тысячи световых лет.

Расстояния до далеких звезд, галактик, скоплений галактик приходится определять косвенными методами с использованием тех или иных космических индикаторов. Основными индикаторами расстояний до 10 Мпк являются цефеиды. Cоответственно картина нашей галактики (Млечный путь) и картина Местной системы получена на основании методики определения расстояния по цефеидам.

МАЯКИ ВСЕЛЕННОЙ — ЦЕФЕИДЫ

Для подавляющего большинства звезд (в нашей галактике их около 100 млрд.) существует только одно характерное свойство, которое можно наблюдать — это цвет идущего от

них света. Настроив телескоп на какуюAнибудь отдельную звезду, можно разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой. Разные звезды имеют разные спектры. Относительная яркость разных цветов аналогична свету, который излучает какойAнибудь раскаленный докрасна предмет (свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета, — тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света). Kаждый химический элемент поглощает свой определенный набор характерных цветов. Мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной (абсолютной) светимостью. Считается, что светимость связана с массой звезды и возрастает пропорционально кубу массы. Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском».

Все звезды, в зависимости от видимого бле-

ска, делятся на классы, называемые звездными величинами. Невооруженным глазом видны звезды 6Aй величины. Более яркие светила имеют нулевую и отрицательные звездные величины. Самая яркая звезда Сириус имеет звездную величину минус 1,6; Kанопус — минус 0,9; Бега — плюс 0,1; Kапелла — плюс 0,2; Ригель — плюс 0,3; Арктур — плюс 0,2; Процион — плюс 0,5; Ахернар — плюс 0,6; А Центавра — плюс 0,1; Альтаир — плюс 0,9; В Центавра — плюс 0,9; Полярная — плюс 2,0.

Давайте посмотрим, что из себя представляет и на чем основывается метод определения расстояний по маякам вселенной — цефеидам [9].

Согласно астрономическим справочникам, «цефеиды — переменные звездыAсверхгиганты, периодически изменяющие свою светимость и, соответственно, наблюдаемую яркость. Прототип — звезда 8 Цефея». Светимость цефеид составляет тысячи и десятки тысяч светимостей Солнца. Соответственно, их можно наблюдать на достаточно больших расстояниях (до 10 Мпс). Между светимостью и периодом у цефеид существует эмпирическая зависимость: чем больше период изменения блеска цефеиды, тем

больше ее светимость. Существование связи «периодAсветимость» цефеид объясняется тем, что они подчиняются зависимости массаA светимость и зависимости периодAплотность Q = Р•sqrt (р) (где Р — период, р — плотность и Q — пульсационная постоянная), из которых следует, что цефеиды большей массы имеют большую светимость, меньшую плотность и больший период. Однако считается, что процессы, происходящие в цефеидах, достаточно сложны, и более доступно объяснить причины зависимости «периодAсветимость» не представляется возможным.

В чем заключается сущность метода определения расстояний по цефеидам?

1.По величине измеренного периода цефеиды на основании зависимости «периодAсветимость» получают аналог значения ее абсолютной звездной величины (калибровка 10пс).

2.Наблюдаемая в обсерватории светимость составляет видимую звездную величину цефеиды.

3.Расстояние от Земли до цефеиды определяется по разности светимостей с учетом падения яркости света пропорционально квадрату расстояния.