Размышления Хойла над образованием элементов неизбежно заставили его задуматься над более общей проблемой — как возникла и как развивается Вселенная. Этой проблемой занимается специальная наука — космология, но конечно же над ней ломали голову во все времена. Здесь не место касаться истории этого вопроса, о котором написаны сотни книг (прекрасный краткий обзор приведён, например, в статье академика А.М. Черепащука[1]), а потому ограничимся рассказом о том, что сделали в космологии Хойл и другие.
Крупный физик и математик, сотрудник Эйнштейна Питер Бергман писал в 1969 году:
«Всю жизнь я полагал, что космология, как наука, не вполне “прилична”, поскольку в ней, в отличие от других так называемых точных наук, отсутствовала эмпирическая основа. Прав я был или нет, теперь уже не важно, поскольку в последние годы ситуация в космологии изменилась столь радикально, что мои сомнения стали безосновательны, хотя космология всё же остаётся весьма специфической дисциплиной, значительно отличающейся от других точных наук». По его словам, космология до второй половины XX века была «захватывающей салонной игрой, правила которой задавались по уговору самими игроками, а получаемые результаты никак не подвергались проверке опытом».[2]
Примерно в то же время другой не менее известный физик, на этот раз советский, Я.Б. Зельдович, привёл высказывание, по его словам, «одного очень злого теоретика, который сказал о космологах: “Эти люди никогда не сомневаются, хотя часто ошибаются”». Этим злым теоретиком был, конечно, Лев Давидович Ландау. Его высказывание, видимо, настолько задело космологов, что даже полвека спустя журнал Physics Today счёл уместным опубликовать статью, заканчивавшуюся словами: «Настало время забыть об изречении Ландау»[3]. Но до этого времени в конце 1940-х годов было ещё далеко.
Из «салонной игры» в точную науку космологию превратили работы Хойла и Гамова с коллегами, но прежде чем перейти к рассмотрению их вкладов, всё же придётся сказать несколько слов о том, что представляла собой космология к концу 1940-х годов.
Всё началось с Эйнштейна. Немного передохнув после многолетнего марафона, завершившегося в ноябре 1915 года созданием общей теории относительности (ОТО), он решил применить новорожденную теорию ко всей Вселенной и в 1917 году опубликовал статью «Вопросы космологии и общая теория относительности»[4]. В этой работе он приглашает читателя «последовать по пройденному мной самим извилистому и неровному пути, поскольку, как мне кажется, только так будет интересен конечный результат». Эйнштейн «пришёл к убеждению, что уравнения гравитационного поля, которых я до сих пор придерживался, нуждаются ещё в некоторой модификации». В конце этого «извилистого и неровного пути» он получает модель вселенной, представляющей собой заполненное веществом сферическое пространство, замкнутое, но бесконечное и статическое, то есть не изменяющееся во времени. Для удовлетворения последнего условия Эйнштейн ввёл так называемую космологическую постоянную Λ, которая в точности уравновешивала бы силы притяжения во вселенной, не давая ей сжиматься. Об этой постоянной, которая внезапно оказалась в центре внимания теоретиков в середине 1990-х годов, речь пойдёт отдельно.
Наш соотечественник математик Александр Александрович Фридман (1888–1925), работавший в университете революционного Петрограда (его лекции слушал Гамов), проанализировал эту статью Эйнштейна и обнаружил, что тот был не совсем прав — его уравнения допускали и нестатические решения, то есть из уравнений общей теории относительности следовало, что Вселенная могла и расширяться, о чём Фридман написал Эйнштейну. Тот был не в восторге: «Результаты относительно нестационарного мира, содержащиеся в упомянутой работе[5], представляются мне подозрительными». Однако вскоре Эйнштейн признал, что был неправ, поскольку его критика работы Фридмана
«основывалась на ошибке в вычислениях. Я считаю результаты Фридмана правильными и проливающими новый свет. Оказывается, что уравнения поля допускают наряду со статическими также и динамические решения для структуры пространства»[6].
Несомненно, Александр Александрович мог бы ещё много сделать в космологии и в общей теории относительности, но его в расцвете лет убил тиф. Прочесть о нём можно в журнале Успехи физических наук и в его биографии[7] (см. также статью Е.Берковича «Наши в Европе. Советские физики и революция «вундеркиндов»», Семь искусств, №8/2021 — ред.).
Проблемой применения общей теории относительности ко всей Вселенной заинтересовался и крупный голландский астроном и математик Виллем де Ситтер (1872–1934). Он получил своё решение и сравнил его с решением Эйнштейна. Как вскоре обнаружилось, решения де Ситтера описывали пустую вселенную без всякой материи, тогда как в модели Эйнштейна вселенная содержала столько материи, сколько могла вместить. Из модели де Ситтера также следовала нестационарность Вселенной, и он мягко пожурил Эйнштейна за введение компенсирующей сжатие космологической постоянной:
«Приходится признать, что введение Λ несколько искусственно, и затуманивает простоту и изящество исходной теории 1915 года, одной из главных прелестей которой является то, что она вместила в себя столь многое без введения новых эмпирических констант».
Более того, будучи астрономом, де Ситтер знал об интересной особенности удалённых туманностей — спектральные линии излучения звёзд в далёких туманностях смещены в красную область спектра, что, по словам де Ситтера, «создавало ложное впечатление об их положительной радиальной скорости», то есть казалось, что туманности удаляются с весьма значительными скоростями. Де Ситтер приписал такое красное смещение замедлению хода времени по мере удаления объекта от наблюдателя.[8]
Вскоре к этой увлекательной игре ума подключились и другие математики, и в их числе молодой бельгийский католический священник Жорж Леметр (1894–1966), который в 1927 году опубликовал в малоизвестном бельгийском научном журнале, да притом на французском языке, статью, озаглавленную «Однородная Вселенная постоянной массы и растущего радиуса, и радиальная скорость внегалактических туманностей»[9]. Он критически рассмотрел модели Эйнштейна и де Ситтера и отметил:
«Были предложены два решения. В решении де Ситтера материи нет, т.е. её плотность нулевая. Это решение приводит к некоторым трудностям при его интерпретации, но интересно тем, что объясняет наблюдаемый разлёт с огромными скоростями внегалактических туманностей, как простое следствие свойств поля тяготения, не предполагая, что мы находимся в точке пространства, наделённой особыми свойствами. Второе решение предложено Эйнштейном. В нём учитывается тот очевидный факт, что плотность материи не нулевая, и задаётся соотношение между этой плотностью и радиусом Вселенной. Из этого соотношения следует наличие масс, неимоверно превышающих те, что были известны, когда теория впервые сопоставлялась с фактическими данными. Каждое из этих двух решений имеет свои преимущества. Первое согласуется с наблюдаемыми радиальными скоростями туманностей, второе учитывает наличие материи и даёт удовлетворительное соотношение между радиусом Вселенной и содержащейся в ней массой. Представляется желательным получить промежуточное решение, сохраняющее преимущества двух других».
Именно это и сделал Леметр. Он не только дал такое решение, но на основании данных наблюдений смог рассчитать величину параметра, который теперь называется постоянной Хаббла. Грубо говоря, он оценил скорость расширения Вселенной и показал, что красное смещение в спектрах удалённых галактик вызывается именно этим расширением. По его мнению, радиус Вселенной беспредельно растёт, начиная с какой-то малой величины, бесконечно удалённой от нас в прошлое, а радиальные скорости внегалактических туманностей — прямое следствие расширения Вселенной (откуда получает её радиус в настоящее время). Он отмечает, что бóльшая часть Вселенной навсегда останется недоступной для наблюдений, и даже пытается объяснить физическую причину расширения Вселенной давлением излучения.
Похоже, что на статью Леметра никто не обратил внимания, она прошла полностью незамеченной, что довольно странно, поскольку в 1923 году Леметр был в Кембридже у Эддингтона, которому наверняка послал опубликованную в 1927 году работу, но тот, видимо, не нашёл времени её прочитать. Леметр не очень-то рекламировал свой труд, а потому лишь в 1930 году Эддингтон всё же прочёл его статью и тут же опубликовал в журнале Королевского астрономического общества обширный комментарий к моделям Эйнштейна и де Ситтера, где назвал решение Леметра «великолепным»[10].
Такой внезапный интерес к работе Леметра скорее всего был вызван публикацией в 1929 году ставшей знаменитой статьи Эдвина Хаббла, где тот установил пропорциональную зависимость между величиной красного смещения в спектрах туманностей и расстоянием до них. Эта статья обессмертила имя Хаббла. Теперь его именем называется установленный им закон, полученная в этом законе постоянная, не говоря уж о космическом телескопе его имени, позволившем очень далеко заглянуть в глубины Вселенной и получившем поразительные по красоте снимки далёких космических объектов. Об Эдвине Хаббле написана масса книг, в том числе и на русском языке.[11]
Так теперь всё это излагается в учебниках и популярных книжках, однако, если посмотреть на оригинальные статьи, то окажется, что именно Жорж Леметр (или, скорее, А.А. Фридман) должен был бы считаться первооткрывателем расширения Вселенной или, по крайней мере, разделить славу с Хабблом. Похоже, все почести в итоге достались Хабблу потому, что Фридман к тому времени уже умер, а в переводе оригинальной статьи Леметра на английский язык часть текста, в том числе и часть уравнения, в котором вычислялась величина «коэффициента расширения Вселенной» (получившего впоследствии название постоянной Хаббла), выпала.[12] Это не могло не обратить на себя внимания исследователей, и некоторые из них, склонные к теориям заговора, предположили, что ключевые абзацы (один из них, кстати, ставил под сомнение возможность надёжного определения «постоянной Хаббла» ввиду очень значительных погрешностей измерений) были выпущены под давлением Хаббла, стремившегося затвердить свой приоритет.[13] Похоже, однако, что Леметр, переводивший свою статью на английский, сам решил опустить часть текста, поскольку «счёл неуместным приводить предварительное обсуждение вопроса о радиальных скоростях, который теперь не представляет интереса»[14].
Почему Леметр решил, что вопрос о радиальных скоростях более не представляет интереса не совсем понятно, тем более, что сам Хаббл отнюдь не был уверен, что установленная им экспериментально (после теоретического анализа Леметра, но, видимо, независимо от него) линейная зависимость скорости разбегания галактик от расстояния до них есть результат действительного расширения Вселенной. Некоторые авторы указывают, что Хаббл «с большим сомнением относился к теории Большого взрыва до конца своих дней, в отличие от того, что теперь утверждают многие современные авторы. Для объяснения красного смещения в нерасширяющейся Вселенной Хаббл был готов рассматривать новое явление “усталости света”, предложенное Фрицем Цвикки в 1929 году»[15]. Как бы то ни было, Леметр не стал биться за свой приоритет, может быть считал это ниже своего достоинства и церковного сана, а может быть и вправду счёл, что вопрос интереса более не представляет.
Но кто бы первым ни установил соотношение между красным смещением и расстоянием до внегалактических туманностей (которое практически сразу было объявлено следующим из наблюдений подтверждением теоретической модели расширяющейся Вселенной) — Фридман, Леметр или Хаббл — для этого требовалось прежде всего измерить величину красного смещения и оценить расстояние до туманностей. И то, и другое — отнюдь не тривиальные задачи, а потому придётся сделать небольшое отступление, чтобы вкратце рассказать, как проводились эти измерения.
* * * * *
Одним из первых, кто более ста лет назад, в 1912 году, попытался измерить скорости движения туманностей (тогда они ещё не назывались галактиками), был американский астроном Весто Мелвин Слайфер (1875–1969). При помощи смонтированного на телескопе спектрографа он установил, что Туманность Андромеды движется к нам со скоростью 125 миль в секунду. К 1917 году он получил спектры 15 туманностей и обнаружил, что все они, за исключением двух, удаляются от нас с огромными скоростями.
В 1953 году, путешествуя на машине по Америке, Хойл встретился со Слайфером. Фред увидел перед собой «изящного седого человека лет шестидесяти с небольшим, довольно мрачного, что вполне объяснимо». На самом деле Слайферу тогда было почти восемьдесят, значит, выглядел он неплохо. У него были все причины чувствовать себя несправедливо обойдённым. Он первым установил, что чем больше расстояние до туманностей, тем больше их красное смещение, но все почести достались Хабблу, по мнению Хойла потому, что за Хабблом стояла гораздо более авторитетная организация — обсерватория Маунт-Вилсон. Как замечает Хойл,«достойно сожаления, что такие малосущественные факторы влияют на установление приоритета в науке, точно так же, как в политике важно влияние более могущественных государств». Позднее, вспоминая Слайфера, Хойл писал: «Его совсем молодым взял на работу Персиваль Ловелл, чтобы тот нашёл каналы на Марсе. А вместо этого он обнаружил расширение Вселенной — очень неплохой итог всей жизни»[16].
Именно данными Слайфера воспользовался Жорж Леметр в своей работе 1927 года (как, впрочем, и Хаббл, который, однако, не счёл нужным упомянуть, чьи измерения легли в основу его статьи). Но телескоп Слайфера позволял получать спектры только ближайших туманностей, для дальнейших исследований требовался более мощный инструмент. В конце 1920-х годов в США, в обсерватории Маунт-Вилсон, вступил в строй самый совершенный на то время телескоп — 100-дюймовый рефлектор, который был в полном распоряжении Эдвина Хаббла и его сотрудников. Другого подобного телескопа нигде в мире не было, так что Хаббл был в этой области фактически монополистом. В 1929 году ассистент Хаббла Милтон Хьюмасон приступил к получению спектров удалённых туманностей. Полученные им данные во многом определили дальнейшее развитие космологии.
О Хьюмасоне (1891–1972) всё же нужно сказать несколько слов, уж больно необычна его судьба. Он бросил школу, когда ему не было и 14 лет, и больше никогда и нигде не учился. Больше всего его привлекали горы, а потому он нанялся погонщиком мулов в компанию, которая доставляла грузы в обсерваторию Маунт-Вилсон. Ему там так понравилось, что он попросился в уборщики, а потом стал по ночам помогать проводить наблюдения. Через какое-то время он стал настолько ценным помощником, что его приняли в штат, хотя минимальным требованием было наличие докторской степени. Хьюмасон так никогда и не получил формального образования, но докторской степени в конце жизни всё же удостоился — почётную степень ему присудил один из шведских университетов по совокупности заслуг. Похоже, что как наблюдателю ему не было равных. Многие статьи выходили за двумя именами — Хаббла и Хьюмасона, хотя, как говорят, все наблюдения проводил Хьюмасон, а Хаббл садился за телескоп только перед фоторепортёрами. Тем не менее, все заслуги, естественно, приписывались великому Хабблу.
Впрочем, это справедливо, поскольку вся работа по интерпретации полученных Хьюмасоном результатов принадлежала Хабблу. В теории Хьюмасон явно не разбирался. Это ясно хотя бы из беседы с ним историка науки, записанной на плёнку в 1965 году. Например, на вопрос, в чём была разница между наблюдениями на 100-дюймовом телескопе Маунт-Вилсон и построенном в конце 1940-х годов 200-дюймовом телескопе обсерватории Паломар, Хьюмасон ответил так: «На Маунт-Вилсон платформа была очень неудобной, и ноги всё время мёрзли на холодной железной решётке, а кроме того было очень неудобно сидеть. Нужно было всё время вытягивать шею, чтобы смотреть в окуляр спектрографа. В обсерватории Паломар работать стало гораздо легче, потому что там сделали специальную кабинку, в которой окуляр всегда был перед глазами».
Это было явно не то, что хотел услышать интервьюер, а потому он позднее снова задал тот же вопрос и получил аналогичный ответ: «Огромным преимуществом было то, что в обсерватории Паломар наблюдатель перемещался вместе с телескопом, а ведь экспозиция длилась иногда две–три ночи».
Весьма занятны также ответы Хьюмасона на вопросы интервьюера о реакции Хаббла на обнаружение красных смещений. Цитирую по тексту интервью: «Ответ: Ну, конечно, он был очень возбуждён и очень обрадован и, конечно, стал двигаться дальше. (Пауза) Я не знаю, что ещё сказать… Вопрос: Его теория расширения Вселенной основывалась на выполненных ранее наблюдениях или он строил её постепенно по мере получения от вас дополнительных данных? Ответ: Я не хочу, чтобы это записывалось. Могу я сказать пару слов? Не записывайте».[17] Что и почему хотел утаить Хьюмасон, боюсь, навсегда останется тайной.
А может быть дело в том, что вопрос был сформулирован не совсем корректно, ведь Хаббл не был автором «теории расширения Вселенной»? Более того, до конца своих дней он отнюдь не был уверен в том, что установленное им соотношение действительно свидетельствовало в пользу предсказанного теоретиками расширения Вселенной.
Тут уместно привести высказывание одного из наиболее ярых сторонников Большого взрыва, советского физика, великого учёного, академика, трижды Героя Социалистического труда Якова Борисовича Зельдовича (1914–1987):
«Теория “Большого взрыва” или, иначе говоря, теория горячей Вселенной, не объясняет расширения. В эту теорию расширение заложено изначально. Как выражаются теоретики, заложено “руками”, путём произвольного задания начальных условий»[18].
Хойл ещё раньше по поводу начальных условий высказался весьма колоритно:
«Мне претит сама мысль о том, что для объяснения наиболее общих черт нашего бытия необходимы “начальные условия”. Это значило бы, что Вселенная — весьма убогая штука, способная лишь громыхать, как огромный завод, да и то после долгой наладки, подобно той старой колымаге, которую я водил в первые послевоенные годы. В космологических исследованиях я придерживаюсь той точки зрения, что все важные черты Вселенной уже содержатся в её законах, а не привносятся извне»[19].
Сам Хаббл всегда, когда речь шла о разбегании удалённых галактик, неизменно говорил об их «видимом» или «кажущемся» (apparent) удалении. Расширение Вселенной он принимал как вполне вероятную, но лишь гипотезу, и был готов рассматривать другие гипотезы, в частности, уже упоминавшуюся гипотезу «усталости света» Ф. Цвикки[20], хотя и понимал, что традиционная физика не может дать удовлетворительного объяснения такому эффекту, а потому был готов искать объяснения на основе «новой физики».
Но вернёмся в 1920-е годы. Уж если в конце 40-х годов для получения одного спектра требовались две–три ночи, то как обстояло дело на двадцать–тридцать лет раньше? Мне повезло — я наткнулся на книгу по космологии, выпущенную в 1949 году, откуда и приведу небольшую выдержку. Речь идёт о наблюдениях Хьюмасона середины 1920-х годов.
«Большинство далёких туманностей очень слабо видны, а потому получить приемлемые спектрограммы удавалось только на 100-дюймовом рефлекторе Маунт-Вилсон, и то экспозиции длились несколько ночей».
И тут автор делает сноску:
«Это была исключительно трудная задача. Прежде всего, нужно было найти требуемый источник света среди тысяч окружающих его объектов, а затем удерживать его в щели смонтированного на телескопе спектрографа в течение восьми, а то и десяти ночей подряд. В результате всех этих усилий получалось изображение размером не более одной десятой дюйма в длину и одной тридцатой дюйма в ширину, где очень тесно располагались многие спектральные линии!»[21].
Восклицательный знак принадлежит автору книги. От себя добавлю лишь, что одна десятая дюйма равна 2,54 миллиметрам, а одна тридцатая — 0,85 миллиметра. В этом изображении под микроскопом нужно было обнаружить известные спектральные линии и определить, насколько они сместились в ту или иную сторону спектра. Ювелирная работа, требовавшая высочайшего внимания и аккуратности! Нужно учитывать, что фотопластинки имели разную чувствительность к разным участкам видимого спектра (они были более чувствительны к фиолетовой части спектра, чем к красной), что также следовало принимать во внимание при расшифровке полученных изображений.
Итак, после всех героических усилий удавалось определить, насколько сдвинуты известные линии в ту или иную область спектра. Оказалось, что почти все они в разной степени были сдвинуты в красную область — это и есть красное смещение. Как уже упоминалось, Хаббл полагал, что зависимость линейная — красное смещение прямо пропорционально расстоянию. Теперь следовало определить расстояние до объекта, спектр которого был получен ранее. Это очень непростая задача.
Определение расстояний в астрономии — отдельная и сложная наука. Даже до Луны не дотянуться с рулеткой, не говоря уж о звёздах. Поэтому придётся вкратце, опуская многие важные детали, рассказать, как же поступают астрономы при определении расстояний, какие косвенные методы они используют.
Для ближайших звёзд применяется метод параллакса. Это очень простой метод. Вытяните перед собой руку с поднятым большим пальцем и смотрите на него попеременно то левым, то правым глазом. Вы увидите, что палец прыгает то вправо, то влево на фоне, скажем, стенки. Измерив расстояние между центрами зрачков и углы зрения от левого и правого глаз до пальца, по правилам элементарной геометрии можно рассчитать расстояние до пальца. Мы такие задачи решали в школе, как теперь — не знаю. Кстати, именно на этом эффекте основано наше трёхмерное зрение. Встроенная в наш мозг программа мгновенно по углам до рассматриваемого объекта вычисляет расстояние до него, но чем дальше объект, тем труднее оценить это расстояние, потому что углы с ростом дистанции становятся всё меньше и меньше. По моим наблюдениям за собственными детьми и внуками, эта программа начинает адекватно работать только с возраста 4–5 месяцев, а до того младенцам не удаётся оценить расстояние до погремушки и ухватить её.
Точно так же определяется расстояние до ближайших звёзд — вследствие годичного движения Земли вокруг Солнца такая звезда видится смещённой относительно удалённых звёзд весной по сравнению с осенью, или летом по сравнению с зимой. Этот метод хорошо работает до расстояний в тысячу парсеков.[22] Он не зависит от каких-либо моделей и определяется только геометрией.
Для гораздо бóльших расстояний приходится прибегать к так называемому методу стандартной свечи. Под стандартными свечами понимаются астрономические объекты известной светимости (определённых типов звёзды, сверхновые, туманности).
«В качестве стандартных свеч традиционно используют цефеиды — переменные звёзды, чья переменность связана известным образом со светимостью. Связь эту можно выявить, изучая цефеиды в каких-нибудь компактных звёздных образованиях, например, в Магеллановых Облаках. Поскольку расстояния до всех цефеид внутри одного компактного образования с хорошей степенью точности можно считать одинаковыми, отношение наблюдаемых яркостей таких объектов в точности равно отношению их светимостей. Период пульсаций цефеид может составлять от суток до нескольких десятков суток, за это время светимость изменяется в несколько раз. В результате наблюдений была построена зависимость светимости от периода пульсаций: чем ярче звезда, тем больше период пульсаций.
Цефеиды — гиганты и сверхгиганты, поэтому их удаётся наблюдать далеко за пределами Галактики. Для них находят красное смещение, а исследуя временную эволюцию, определяют период пульсаций светимости. Затем, используя известную зависимость переменности от светимости, определяют абсолютную светимость объекта и далее вычисляют расстояние до объекта. Помимо цефеид, имеются и другие яркие объекты, используемые в качестве стандартных свеч, например сверхновые типа Ia».[23]
Пульсации светимости некоторых звёзд были обнаружены ещё во второй половине XIX века, но лишь в 1912 году на основе более ранних проанализированных ею данных американский астроном Генриетта Суон Ливитт (1868–1921) опубликовала статью, в которой установила зависимость между светимостью и периодом её изменения.[24] Поначалу её результат не привлёк особого внимания, но уже в 1924 году Эдвин Хаббл, на основе данных Ливитт смог установить, что спиральные туманности лежат далеко за пределами нашей Галактики, сразу расширив пределы Вселенной (до того многие астрономы считали, что наша Галактика и есть вся Вселенная). А спустя ещё пять лет тот же Хаббл на основании наблюдений Хьюмасона над цефеидами в удалённых туманностях установил, что красное смещение в их спектрах пропорционально расстоянию до них.
За учёными словами о светимости и компактных образованиях скрывается простая и понятная идея. Если мы тёмной безлунной ночью поднимемся на пригорок и увидим вдалеке огоньки нескольких селений, то нам не составит труда определить, какие из них ближе, а какие дальше. Где свет ярче, те и ближе. Такой очевидный вывод основывается на интуитивном представлении о том, что примерно одинаковые источники светят одинаково. Если это жилые дома, то в них наверняка горят почти одинаковые лампочки — по 40 или 60 или даже 100 Ватт, не суть важно, а уличные фонари вообще все одинаковые. А вот если где-то в далёком посёлке на площади стоит сильный прожектор, то очень легко обмануться в определении расстояния до него и прошагать лишний десяток километров.
Астрономы вынуждены предполагать, что цефеиды с одинаковым периодом имеют одинаковую светимость вне зависимости от того, как далеко в пространстве, да и во времени, они от нас находятся. Поскольку скорость света конечна, то свет от очень далёкой цефеиды мог идти до нас, скажем, два миллиарда лет, то есть мы видим её сейчас такой, какой она была два миллиарда лет назад, когда условия во Вселенной могли быть другими. Некоторые исследователи полагают, что светимость цефеид за миллиарды лет могла упасть на 10–12 процентов, что не может не повлиять на определение космических расстояний. Есть и другие трудности, связанные с определением расстояний с помощью цефеид, но здесь вряд ли стоит их обсуждать.
Следует всё же упомянуть, что помимо метода параллакса, все остальные методы определения космических расстояний основываются на тех или иных моделях и теориях и подвержены различным погрешностям. Вообще говоря, любое измерение основывается на той или иной теории или модели, иногда даже неосознанной. Когда вы покупаете килограмм яблок и килограмм черешен, вам не приходит в голову поинтересоваться у продавца, почему яблок по количеству гораздо меньше, чем черешен. По собственному опыту вы знаете, что весы измеряют вес (вернее массу), так что вес может быть одинаковым вне зависимости от количества штук фруктов. Пуд пуха ничуть не легче пуда железа, а это есть следствие закона всемирного тяготения — теории, предложенной великим Ньютоном и неоднократно проверенной, так что она действует даже на интуитивном уровне.
В статье, посвящённой уточнению значения постоянной Хаббла (одним из авторов которой является Нобелевский лауреат 2011 года, получивший премию за открытие ускоренного расширения Вселенной), помимо цефеид и сверхновых упоминается, например, метод мегамазеров. Он заключается в «измерении с субмиллисекундным разрешением мазерного излучения водяного пара, испускаемого окружающими чёрную дыру дисками в активной галактике». Другой упоминаемый авторами метод — это гравитационное линзирование света удалённой галактики большими тяготеющими массами. И тот, и другой методы, таким образом, основываются на предположении о справедливости общей теории относительности, из которой следует как образование чёрных дыр, так и эффект искривления света в поле тяготения. Авторы отмечают, что эти объекты весьма редки, а потому их трудно использовать для определения расстояний и, соответственно, величины постоянной Хаббла.
Те же авторы напоминают, как в начале 1950-х годов Вальтер Бааде обнаружил, что Хаббл спутал два разных населения сверхновых, которые использовал при определении своей линейной зависимости в 1929 году. В результате, данные наблюдений Бааде (к обнародованию которых непосредственное отношение имел Фред Хойл), позволили уменьшить значение постоянной Хаббла почти вдвое, с соответствующим удвоением рассчитываемого возраста Вселенной (чем меньше постоянная Хаббла, тем больше возраст Вселенной). Позднее Алан Сэндидж, ставший после кончины Хаббла в 1953 году основным наблюдателем обсерватории Маунт-Вилсон, обнаружил ещё одну его ошибку — тот спутал облака ионизованного водорода с яркими звёздами; в результате, постоянная Хаббла уменьшилась ещё почти вдвое.[25] Итак, получается, что данные наблюдений Хаббла были весьма сомнительны, его интерпретация этих данных, как линейной зависимости, также не заслуживала доверия, но тем не менее, за ним навсегда закрепилась репутация «первооткрывателя расширения Вселенной».[26] Наверное, правильнее было бы говорить, что он не установил закон Хаббла, а угадал его, и лишь позднейшие наблюдения (в первую очередь, выполненные Хьюмасоном) установили справедливость линейной зависимости между красным смещением и расстоянием, в которой теперь убеждены практически все.
* * * * *
Как бы то ни было, в 1929 году на основании данных о 46 туманностях, причём индивидуальные расстояния были оценены лишь для 24 из них, Хаббл установил то, что теперь называется законом его имени — линейную зависимость между расстоянием до туманностей и их скоростями, и получил коэффициент для этой зависимости, который теперь носит название постоянной Хаббла.[27] Это один из важнейших параметров в эволюционной космологии, на основании которого рассчитывается, например, возраст Вселенной. Хаббл оценил его величину в примерно 550 км/сек на миллион парсеков, что соответствовало возрасту Вселенной примерно 2 миллиарда лет. Сейчас оценки параметра Хаббла колеблются в пределах от 60 до 80 км/сек на миллион парсеков, и вызывают ожесточённые споры. Остаётся только поражаться, как Хабблу на основании кусочков фотоэмульсии размером меньше 3 миллиметров на миллиметр удалось совершить столь эпохальное открытие.
Это поразило и Нобелевского лауреата Стивена Вайнберга. Вот что он пишет в своей ставшей бестселлером книге Первые три минуты.
«Хаббл определил расстояния до галактик по видимым светимостям их ярчайших звёзд и затем сравнил эти расстояния с соответствующими скоростями галактик, определёнными спектроскопически по их доплеровским сдвигам. Его заключение состояло в том, что имеется “приблизительно линейное соотношение” (т.е. попросту пропорциональность) между скоростями и расстоянием. В действительности, взгляд на данные Хаббла оставляет меня в полном недоумении: как ему удалось сделать такое заключение, ведь галактические скорости кажутся совершенно не связанными с их расстояниями, имеется лишь слабый намёк на рост скоростей с увеличением расстояния. На самом деле, мы и не должны ожидать, что для этих галактик выполняется точное соотношение пропорциональности между скоростью и расстоянием, — все они слишком близки. Трудно избежать заключения, что опираясь либо на простые аргументы, либо на соответствующие теоретические соображения, Хаббл просто знал тот ответ, который хотел получить»[28].
Хойл также полагал результат Хаббла в высшей степени озадачивающим.
Или Хаббл сам знал ответ, или кто-то ему его подсказал. В работе, посвящённой Алану Сэндиджу, упоминается, что крупный американский теоретик Г. Робертсон сказал Сэндиджу: «Хаббл обнаружил расширение потому, что я объяснил ему как его искать»[29]. Другие исследователи полагают, что ответ подсказал Ричард Чейз Толмен (1881–1948), профессор физики и математики, работавший неподалёку в Калифорнии, в Пасадине, с которым Хаббл тесно сотрудничал, и который опубликовал обширную работу[30] сразу же после обнародования результатов Хаббла. Не вызывает сомнений, что Толмен знал о результатах Хаббла до их публикации.
В статье Толмена
«… даётся систематическое изложение следствий из линейного элемента де Ситтера, относящихся к рассматриваемой проблеме; выводы получены в виде, который представляется наиболее пригодным для применения в астрономии, а также показана их связь с методами астрономических измерений; приводится ряд новых выводов и обсуждается возможность соответствия современных астрономических данных предположениям де Ситтера».
Толмен рассматривает довольно парадоксальное следствие, вытекающее из модели де Ситтера и наблюдений Хаббла.
«С одной стороны, наблюдения свидетельствуют о примерно однородном распределении туманностей в доступной для наблюдений области пространства. С другой стороны, если принять теорию Вселенной де Ситтера, то в ней теоретически проявляется тенденция к разбеганию туманностей, поскольку, однажды начав двигаться от наблюдателя, они уже никогда не вернутся обратно».
Надо было как-то выходить из этого положения и Толмен продолжает:
«Тот факт, что несмотря на тенденцию к разбеганию туманности всё же наблюдаются, приводит либо к выводу о том, что наблюдаемые теперь туманности попали в область видимости относительно недавно и ещё не успели её покинуть, либо что они относительно недавно образовались или возникли в этой области. Примерно однородное распределение туманностей наводит на мысль о вероятности постоянства процесса их возникновения, который действует до сих пор, поддерживая примерно однородную концентрацию туманностей в окрестности начала координат. Таким образом, мы естественно приходим к двум альтернативным точкам зрения на наблюдаемое распределение туманностей, которые можно назвать “гипотезой постоянного поступления” и “гипотезой постоянного возникновения”».
Он рассматривает эти гипотезы и приходит к выводу о том, что «наиболее естественной из них представляется гипотеза постоянного поступления, согласно которой примерно одинаковое число туманностей попадает в диапазон наблюдений и покидает его». Никаких физических механизмов поступления или возникновения Толмен не предлагал, о расширении пространства речь также не шла.
На эту статью тут же откликнулся выдающийся немецкий математик и физик Герман Вейль (1885–1955) (тем более, что Толмен упрекнул его в неясности одного из выводов в предыдущей работе).
«Недавние наблюдения спиральных туманностей подтвердили их внегалактическую природу и наличие систематического красного смещения спектральных линий с ростом расстояния до них. В результате, космологические проблемы, касающиеся структуры мира в целом, которые в общей теории относительности затрагивались чисто спекулятивно, приобрели значительный эмпирический интерес. Я не думаю, что в настоящее время мы можем с какой-либо степенью определённости ручаться за верность “геометрического” объяснения, предлагаемого релятивистской космологией этому странному явлению. Возможно, его следует истолковывать с более физической точки зрения, в соответствии с идеями Ф. Цвикки». Тем не менее, Вейль проводит свой «геометрический» анализ решения де Ситтера и заявляет, что в результате «полная масса Вселенной становится бесконечной. Это ясно показывает, насколько теперь бессмысленно говорить о замкнутом пространстве»[31].
Там же он указывает на несостоятельность гипотез Толмена, и на основе введённого им понятия «общего происхождения» звёзд и туманностей устанавливает, что их происхождение лежит в бесконечно удалённом от нас прошлом.
Не мог остаться в стороне и Эддингтон. В уже упоминавшейся статье, где он назвал решение Леметра «великолепным», Эддингтон показывает, что модель Вселенной Эйнштейна не может быть устойчивой. Она должна или расширяться или сжиматься. Он приходит к выводу, что
«доказательство неустойчивости модели Эйнштейна значительно подкрепляет доводы в пользу интерпретации разбегания спиральных туманностей, как свидетельства кривизны мира. Когда де Ситтер впервые предложил своё объяснение, было известно, что из двух моделей, предлагавших точное решение уравнений Эйнштейна, лишь одна описывала разбегание. Теперь принято считать, что в любом мире, описываемом уравнениями Эйнштейна, такое явление (или противоположное ему) должно с необходимостью проявляться с течением времени; это явление не просто совместимо с теорией, оно предсказывается теорией».
По-видимому, Эддингтон полагал, что красное смещение есть свойство модели, связанное с геометрией мира — кривизной пространства–времени, описываемой общей теорией относительности.
Проблемы теоретической космологии в то время оставались почти целиком в рамках математических ухищрений, а потому нет ничего удивительного в том, что именно эту тему Эддингтон избрал для своего вступительного слова в качестве новоизбранного председателя Математического общества Великобритании. Вот что он, в частности, сказал в своём выступлении 2 января 1931 года:
«Очень интересно посмотреть, как обстояло дело в прошлом. Если обратить время вспять, то мы увидим в мире всё возрастающую организацию. Если нас ничто не остановит, то мы должны будем подойти к тому моменту, когда материя и энергия мира имели максимально возможную организацию. Дальше двигаться некуда — мы подошли к внезапному концу пространства–времени, хотя мы обычно называем его началом». И ещё интереснее: «Я не собираюсь утаивать свои взгляды. С философской точки зрения, представление о неком начале существующего теперь порядка в природе внушает мне отвращение».[32]
И тут снова вмешался Жорж Леметр. Уже 9 мая того же 1931 года он публикует в Nature короткую заметку, которую стоит процитировать целиком.
«Сэр Артур Эддингтон заявил, что с философской точки зрения, представление о неком начале существующего теперь порядка в природе внушает ему отвращение. Я же, скорее, склоняюсь к тому, что современная квантовая теория предполагает возникновение мира из состояния, весьма отличного от теперешнего. С точки зрения квантовой теории, принципы термодинамики можно сформулировать следующим образом: (1) энергия постоянной полной величины распределяется по дискретным квантам; (2) число индивидуальных квантов постоянно растёт. Продвигаясь назад в прошлое, мы должны будем обнаруживать всё меньше и меньше квантов, пока не окажется, что вся энергия Вселенной сосредоточена в нескольких квантах или даже в одном–единственном кванте.
В атомных процессах понятия пространства и времени есть лишь статистические понятия; они не работают применительно к индивидуальным явлениям, относящимся только к небольшому числу квантов. Если бы мир начался с одного–единственного кванта, понятия пространства и времени поначалу не имели бы смысла; они стали бы приобретать смысл только тогда, когда первоначальный квант разделился бы на достаточное число других квантов. Если это предположение верно, то мир возник раньше, чем появились пространство и время. Я полагаю, что происхождение мира отстоит достаточно далеко от современного порядка мироздания, чтобы быть таким уж неприемлемым.
Пока довольно трудно развивать эту идею, поскольку мы ещё не во всех случаях можем сосчитать квантовые пакеты. К примеру, атомное ядро, возможно, нужно считать отдельным квантом, а атомный номер можно рассматривать как своего рода квантовое число. Если дальнейшее развитие квантовой теории пойдёт по этому пути, то можно было бы представить себе возникновение Вселенной из одного единственного атома, чей атомный вес был бы равен полной массе Вселенной. Такой крайне нестабильный атом начал бы делиться на всё меньшие атомы в ходе некоего сверхрадиоактивного процесса. По мысли сэра Джеймса Джинса, некоторые остаточные явления этого процесса могли бы питать звёзды теплотой до тех пор, пока не появились бы атомы с малыми атомными числами, позволившие возникнуть жизни.
Ясно, что первичный квант не мог содержать в себе весь ход дальнейшей эволюции, но, согласно принципу неопределённости, этого и не требуется. Теперь мы понимаем наш мир, как мир, где что-то на самом деле происходит; вся история мира не должна была быть записана в первичном кванте, как мелодия на граммофонной пластинке. Вся материя мира должна была присутствовать с самого начала, но история, которую она должна нам поведать, могла быть написана постепенно, шаг за шагом».[33]
Краткую заметку Леметра вряд ли можно назвать полноценной научной статьёй, и может быть поэтому он подписал её не как профессор Брюссельского университета, а как частное лицо, с указанием своего домашнего адреса. Тем не менее, в четырёх абзацах аббат наметил два направления, которые значительно повлияли на дальнейшее развитие космологии — он предложил «протоатом», который в чём-то напоминает Большой взрыв, и квантовый аспект, ставший основой современной квантовой космологии.
Весьма примечательно, что выступление Эддингтона было озаглавлено «Конец мира с точки зрения математической физики», тогда как Леметр, явно в пику сэру Артуру, назвал свою заметку «Начало мира с точки зрения квантовой теории».
Вскоре к обсуждению подключился профессор Эдвард Милн, предложивший собственный подход. Он раскритиковал воззрения, основывавшиеся на общей теории относительности с искривлением пространства–времени, и заявил, что «гораздо более простое объяснение наблюдениям можно получить следующим образом. Мы отказываемся от искривлённого пространства и понятия расширяющегося пространства, и рассматриваем наблюдаемые движения удалённых туманностей, как их действительные движения в евклидовом пространстве»[34]. Взамен общей теории относительности Эйнштейна он предложил свою теорию «кинематического релятивизма». У этой теории нашлось немного сторонников, её сильно критиковали, и теперь она представляет лишь исторический интерес.
В 1933 году Г. Робертсон (тот самый, кто консультировал Хаббла и позднее спас Эйнштейна от конфуза с публикацией неверной статьи о гравитационных волнах) опубликовал фундаментальный обзор, где рассмотрел практически все возможные космологические модели, следующие из общей теории относительности.
«То, что общая теория относительности вполне приемлема для решения данной задачи [попытки решения общей проблемы структуры Вселенной в целом], не оспаривается никем, кто принимает эту теорию в её исходном виде, возможно, благодаря её успехам в пределах Солнечной и галактической систем, но следует иметь в виду, что при применении её или её позднейших производных к космологии, выбор какой-то конкретной модели из множества имеющихся возможностей должен делаться на основе дополнительных фактов, а если их недостаточно, то на основе таких гипотез, которые соответствуют общим или философским предпочтениям исследователя. Наблюдений, отвечающих такой цели, немного, и в основном они сводятся к недавно установленному соотношению между расстояниями и наблюдаемыми радиальными скоростями внегалактических туманностей, и к выводам, касающимся их распределения в той области Вселенной, которая доступна наблюдениям самыми мощными телескопами».[35]
В заключение Робертсон пишет:
«Если полагать, что красное смещение есть следствие природы пространства–времени, то в этом находится и дополнительное свидетельство в пользу теории [относительности Эйнштейна]. Отсюда ясно, что любые альтернативные объяснения красного смещения (такие, как предложенное Цвикки, который приписывает его гравитационному аналогу эффекта Комптона, или кинематическая модель, предложенная Милном), не отрицающие общую теорию относительности, вводятся “руками”, исходя из внешних факторов, влияющих на выбор той или иной из рассматривавшихся в данной статье моделей.
В этом обзоре космологических теорий мы исходили из убеждения в том, что лежащая в их основе теория образует неотъемлемую часть общей теории относительности, и хотя в настоящее время выбор какой-то конкретной модели определяется предпочтениями того или иного исследователя, можно надеяться, что в будущем появятся дополнительные данные, которые позволят проверить справедливость предлагаемых теорий и получить удовлетворительные решения».
Иными словами, из общей теории относительности непосредственно следует зависимость между расстояниями и скоростями разбегания туманностей, и данные наблюдений подтверждают наличие такой зависимости. А какую конкретно модель Вселенной можно использовать — зависит от вкуса исследователя, то есть можно считать, что разбегание туманностей реально, а можно полагать его следствием той или иной модели, зависящей от выбора координат.
Вскоре в дискуссию активно включился английский физик и астроном У. МакКри (1904–1999), с которым мы ещё встретимся в дальнейшем. В его работе 1935 года была сделана «попытка в явном виде рассмотреть, какие конкретно предположения проверяются при сравнении теорий с неким набором наблюдательных данных». В итоге, он пришёл к следующим выводам:
«(1) Рассматривая соотношения, связывающие видимый размер, видимую яркость и красное смещение, мы лишь проверяем справедливость нашей интерпретации наблюдаемых величин, а не какую-то конкретную теорию. (2) Проведя все возможные наблюдения “расстояний”, красных смещений и количества внегалактических туманностей, мы проверяем возможность представления их, как фундаментальных частиц во Вселенной, и корректность получения “картин мира” из такой модели».[36]
То есть, наблюдения не позволяют установить справедливость какой-либо теории образования или эволюции Вселенной, а лишь подтверждают (или опровергают) непротиворечивость заложенных в теорию представлений.
Даже великий Дирак не смог остаться в стороне от космологических дебатов. В 1937 году он опубликовал короткую заметку «Космологические постоянные»[37], где предположил, что гравитационная постоянная должна уменьшаться во времени. Если верить Гамову, то эта заметка настолько раздосадовала Нильса Бора, что тот в сердцах воскликнул: «Вот что происходит с людьми, когда они женятся» (Дирак только что сочетался браком с сестрой Юджина Вигнера). Вскоре Дирак опубликовал более обширную статью под названием «Новая основа космологии»[38], где далее развил свои неортодоксальные взгляды.
«В современной космологии доминируют результаты Хаббла, согласно которым в спектрах спиральных туманностей — наиболее удалённых объектах Вселенной — наблюдается красное смещение, что указывает на удаление этих туманностей от нас со скоростями, пропорциональными расстоянию. Из этих наблюдений следует, прежде всего, что вся материя в данной области пространства имеет одну и ту же скорость (с определённой степенью точности), и из них вытекает модель Вселенной, в которой в любой точке для материи имеется естественная скорость, непрерывно изменяющаяся от одной точки к другой, соседней. С точки зрения четырёхмерного пространства—времени, такая естественная скорость даёт в каждой точке выделенную временную ось, а именно, временную ось, по отношению к которой материя в окрестности этой точки находится в покое. Проводя измерения по этой выделенной временной оси, мы получаем абсолютную меру времени, называемую эпохой. Представления о выделенной временной оси и об абсолютном времени означают очень крутой отход от принципов как специальной, так и общей теории относительности, и вынуждают полагать, что теории относительности будут играть в космологии лишь вспомогательную роль. Мы ощущаем потребность в некоторых новых предположениях, на которых можно было бы строить теорию космологии».
Дирак соглашается с тем, что
«из разбегания спиральных туманностей со скоростями, пропорциональными расстояниям до нас, и из предположения о примерном постоянстве этих скоростей следует, что некогда в далёком прошлом вся материя Вселенной содержалась в очень малом объёме. Тот момент представляется естественным началом времени и даёт нулевую отметку, относительно которой можно измерять эпоху любого события. По отношению к такому нулю современная эпоха, согласно данным Хаббла, имеет возраст около 2 х 109лет».
Дирак еще раз обратился к космологии в 1974 году[39], а его идея об убывании со временем значения гравитационной постоянной имела продолжение (см., например, книгу Ли Смолина[40]). Его идеи пытались также развить немецкий физик Паскуаль Йордан и американцы Бранс и Дикке, но я не буду на них останавливаться.
В 1935 году Гамов попытался объяснить образование элементов в ходе расширения горячей Вселенной, но его статья[41], опубликованная в малоизвестном американском журнале университета штата Огайо, прошла практически незамеченной. В 1939 году уже вместе с Эдвардом Теллером он вернулся к этому вопросу применительно к образованию туманностей[42], но и эта его работа особого отклика не вызвала.
Так, до конца 1930-х годов небольшая группка физиков и математиков в свободное от основных занятий время (никто из них космологией постоянно не занимался, она была для них чем-то вроде «отхожего промысла») неспешно рассуждали и спорили о возможных решениях уравнений общей теории относительности, кривизне пространства–времени, возможных причинах «кажущегося» красного смещения, в общем занимались салонной игрой в геометрию. Потом началась Вторая мировая война и всем стало не до тайн Вселенной, а потому никто не обратил внимания на статьи канадского астронома Эндрю МакКеллара 1940 и 1941 годов, который обнаружил, что «температура межзвёздного пространства составляет около 2 K»[43].
(окончание следует)
Примечания
* В.Мацарский. Сэр Фред Хойл и драма идей. Москва-Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2015.
[1] Черепащук А.М. «История истории Вселенной», УФН, т. 183, 5, 2013.
[2] Bergman P., «Cosmology as a Science», Foundations of Physics, vol. 1, No. 1, 1970.
[3] Turner M.S., «Two Theorists Never in Doubt», Phys. Today, 54 (12), 10 (2001).
[4] Einstein A., «Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheory». Sitzungsber. preuss. Akad. Wiss., 1917, 1, 142-152. «А. Эйнштейн, Собрание научных трудов», том 1, c. 601-612, М. Наука, 1965 г.
[5] Friedmann A., Z. Phys., 1922, 10, 377-386, УФН, 80, 1963.
[6] Einstein A., Notiz tu der Bemerkung zu der Arbeit von A. Friedmann «Über die Krümmung des Raumes». Z. Phys., 1923, 16, 228. «А. Эйнштейн, Собрание научных трудов», том 2, c. 69, М. Наука, 1966 г.
[7] УФН, том 155, выпуск 3, июль,1988, и в его биографии: Э. Тропп, В. Френкель, А. Чернин, «Александр Фридман», КомКнига, 2006.
[8] W. de Sitter, «On Einstein’s Theory of Gravitation, and its Astronomical Consequences, Third Paper», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, LXXVIII, I, (1917).
[9] G. Lemaître, «Un univers homogène de masse constant et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques», Annales de la Societé Scientifique de Bruxelles, A47, p. 49–59, 1927. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 83, М.-Ижевск, РХД, 2014.
[10] A.S. Eddington, «On the instability of Einstein’s spherical world», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 90, p.668—678, 1930.
[11] А. Шаров, И. Новиков, «Человек, открывший взрыв Вселенной: жизнь и труд Эдвина Хаббла», М., Наука, Физматлит, 1989.
[12] G. Lemaître, «A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulae», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 91, p. 483-490, 1931.
[13] См., например, H. Kragh and R.W. Smith, «Who discovered the expanding universe», History of Science, 41, 141, 2003; H. Nussbaumer and L. Bieri, «Discovering the Expanding Universe», Cambridge University Press, 2009; S. Van den Bergh, «The Curious Case of Lemaître’s Equation No. 24», arXiv:1106.1195v1, 2011.
[14] M. Livio, «Mystery of the missing text solved», Nature, vol. 479, 10 November 2011, p. 171.
[15] A.K.T. Assis, M.C.D. Neves, D.S.L. Soares, «Hubble’s Cosmology: From a Finite Expanding Universe to a Static Endless Universe», arXiv:0806.4481v2 [astro-ph].
[16] F. Hoyle, «Final Remarks», Observational Cosmology, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Volume 51; Proceedings of an International Symposium held in Milano, Italy; 21-25 September 1992; San Francisco, 1993.
[17] Bert Shapiro, Interview with Dr. Milton Humason, Circa 1965, Oral History, AIP, https://www.aip.org/history/ohilist/4686.html
[18] Я.Б. Зельдович, «Почему расширяется Вселенная», Природа, 1984, 2.
[19] Ф. Хойл, «Галактики, ядра и квазары», М. Мир, 1968.
[20] F. Zwicky. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln, Helvetica Physica Acta.1933, 6, 110–27.
[21] G.J. Whitrow, «The Structure of the Universe: An Introduction to Cosmology», Hutchinson’s University Library, London, 1949.
[22] Парсек (параллакс-секунда) — расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду. Равно 3,26 светового года или 30,86 трлн км.
[23] Д. Горбунов, В. Рубаков, «Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва», Издательство ЛКИ, 2008.
[24] H.S. Leavitt, E.C. Pickering, «Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud», Harvard College Observatory Circular, vol. 173 (1912).
[25] M. Livio, A.G. Riess, «Measuring the Hubble constant», Physics Today, 10, 2013.
[26] Недавно крупный российский космолог Артур Давидович Чернин предположил, что в 1927 году Леметр открыл не расширение Вселенной, а тёмную энергию, а Хаббл в 1929 году подтвердил её наличие. См.
-
Chernin, «Lemaitre and Hubble: What was discovered — if any — in 1927-29?», http://arxiv.org/abs/1107.5695v1
[27] E. Hubble, «A Relationship Between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae», Proc. N.A.S., Vol. 15 (1929).
[28] С. Вайнберг, «Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной», М.-Ижевск, РХД, 2000.
[29] G.A. Tammann, B. Reindl, «Allan Sandage and the cosmic expansion», Astrophys Space Sci., 341:3–14, 2012.
[30] R.C. Tolman, «On the Astronomical Implications of the de Sitter Line Element for the Universe», Astrophys. Journal, vol. LXIX, no. 4, (1929). Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 117, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[31] H. Weyl, «Redshift and Relativistic Cosmology», Philosophical Magazine, Series 7, 9:60, (1930). Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 143, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[32] A.S. Eddington, «The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics», Nature, Supplement, no. 3203, 21 March, 1931.
[33] G. Lemaître, «The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory», Nature, vol. 127, No. 3210. p. 706 (1931). Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 233, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[34] E.A. Milne, «World Structure and the Expansion of the Universe», Nature, vol. 130, No.~270, (1932). Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 243, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[35] H.P. Robertson, «Relativistic Cosmology», Rev. Mod. Phys., vol. 5, 1933. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 249, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[36] W.H. McCrea, «Observable Relations in Relativistic Cosmology», Zeitschrift für Astrophysik, Vol. 9, 1935. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 319, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[37] P.A.M. Dirac, «The Cosmological Cosntants», Nature, Vol. 139, No. 3512, 1937. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 347, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[38] P.A.M. Dirac, «A New Basis for Cosmology», Proc. R. Soc. London, A, 165, 1938. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 349, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[39] P.A.M. Dirac, «Cosmological Models and the Large Numbers Hypothesis», Proc. R. Soc. Lond. A. 1974. Vol. 338.
[40] L. Smolin, «Time Reborn: From the crisis in physics to the future of the universe», Houghton Mifflin Harcourt, 2013.
[41] G. Gamow, «Nuclear Transformations and the Origin of the Chemical Elements», The Ohio Journal of Science. vol. 35 n. 5, 1935.
[42] G. Gamow and E. Teller, «On the Origing of Great Nebulae», Physical Review, vol. 55, 1939. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 361, РХД, М.-Ижевск, 2014.
[43] A. McKellar, «The Problem of Possible Molecular Identification for Interstellar Lines», Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 53, No. 314, 1941. Перевод в сб. «С чего началась космология», с. 369, РХД, М.-Ижевск, 2014.
Оригинал: https://7i.7iskusstv.com/y2022/nomer9/macarsky/
