ольших длин волн по сравнению со спектрами ближних. Это называется красным смещением, поскольку, если постепенно увеличивать длину световой волны, цвета полос радуги меняются в направлении от фиолетового ее конца к красному. Этот эффект действует и за границами видимого спектра: вместо ультрафиолета появляется «новая» видимая фиолетовая полоса, а красная полоса превращается в ультракрасную.
Убедительное объяснение наблюдавшегося Хабблом красного смещения произвело революцию в нашем представлении о Вселенной. Оно основано на простом, но поразительном эффекте, впервые описанном Кристианом Доплером в 1842 году. Доплер показал, что, когда источник волн удаляется от вас, каждый последующий гребень этих волн идет к вам с большего расстояния, так что они доходят до вас растянутыми. Другими словами, наблюдаемые волны сдвигаются в сторону больших длин в сравнении с волнами от стационарного источника. Таким образом, интерпретация красного смещения Хаббла прямо указывает на факт, что галактики движутся в направлении от нас.
Хаббл обнаружил простую закономерность: чем дальше галактика, тем больше красное смещение. Точнее, он показал, что величина смещения пропорциональна расстоянию. Это означает, что далекие галактики отдаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них.
Если, реконструируя прошлое, мы представим себе обратное движение галактик, такая пропорциональность приобретет новый, драматический смысл. Получается, что при обратном движении более отдаленные галактики будут приближаться к нам быстрее и, преодолевая расстояния, соберутся вместе одновременно. Это наталкивает на мысль, что в прошлом плотность материи во Вселенной была гораздо больше, чем сегодня. Возвращаясь к исходному направлению течения времен, мы понимаем: эта картина напоминает космический взрыв.
Могла ли Вселенная возникнуть в результате взрыва? Когда священник-иезуит Жорж Леметр первым предложил такую интерпретацию наблюдений Хаббла, его «Большой взрыв» был смелой и красивой гипотезой, но ей не хватало доказательств и четкого физического обоснования[19]. Кстати, сам Леметр говорил о «первобытном атоме» или «космическом яйце». Менее поэтичное название «Большой взрыв» появилось позже.
Дальнейшие исследования позволили нам гораздо лучше понять, как ведет себя материя в экстремальных условиях. Сегодня есть невероятное количество свидетельств в пользу теории Большого взрыва. Мы поговорим о них и подробнее обсудим космическую историю в главе 6.
Здесь же, завершая рассказ о космосе, воспользуемся картиной Большого взрыва, чтобы установить границы и протяженность видимой Вселенной. Мысленно запустив фильм о космической истории в обратном направлении, мы увидим, как галактики движутся друг к другу, чтобы встретиться в определенный момент. Как давно это было? Чтобы это вычислить, просто разделим расстояние, которое галактика должна пройти, на скорость ее движения. Поскольку, согласно наблюдениям Хаббла, скорость галактики пропорциональна расстоянию до нее, неважно, какую галактику выбрать. Сделав это, мы получаем, что около 20 миллиардов лет назад все галактики были слиты воедино. Более точный расчет, учитывающий, как меняется скорость из-за гравитации, дает несколько меньший результат. Согласно самой точной современной оценке, с Большого взрыва прошло около 13,8 миллиарда лет.
Глядя на объекты в далеком космосе, мы смотрим на их прошлое. Поскольку скорость света конечна, свет, доходящий до нас от далеких объектов, возник очень давно. Когда мы смотрим на 13,8 (или около того) миллиарда лет назад, возвращаясь к моменту Большого взрыва, мы достигаем границы того, что можем увидеть. Теперь мы «ослеплены светом»[20]. Изначальный космический взрыв был настолько ярок, что увидеть за ним ничего нельзя — во всяком случае, никто не знает как.
А поскольку мы не можем увидеть то, что происходило раньше определенного времени, мы не можем видеть и то, что происходит дальше определенного расстояния — а именно того, которое может пройти свет за «отведенное» ему конечное время. Какой бы большой ни была Вселенная, ее видимая в настоящий момент часть конечна.
Насколько она велика? Теперь по-настоящему видно, сколь блестящей была идея измерять время в световых годах. Поскольку время ограничено 13,8 миллиарда лет, предельное расстояние равно… 13,8 миллиарда световых лет. Чтобы осознать масштаб, вспомним, что радиус Земли — примерно одна миллиардная светового года.
Указав на этот невообразимый контраст, мы закончим рассказ о космических размерах. Мир велик. В нем немало места, которое люди могут использовать во благо, и очень много всего, чем мы можем восхищаться издалека.
Теперь заглянем внутрь — и здесь нам также откроется изобилие. Мы опять обнаружим много места, которое можно использовать, и гораздо больше того, которым можно только любоваться.
Различные микроскопы открывают нам глаза на богатство происходящего внутри маленьких тел. Микроскопия — обширная наука со множеством оригинальных и интересных идей. Но здесь я остановлюсь лишь на четырех методах, позволяющих выявить разные уровни внутренней структуры материи.
В самых простых и наиболее привычных микроскопах используется способность стекла и некоторых других прозрачных материалов преломлять свет. Подбирая стеклянные линзы и располагая их нужным образом, можно расширить угол, под которым световые лучи, идущие от рассматриваемого предмета к наблюдателю, достигают сетчатки или светочувствительной пластинки камеры. В результате предмет кажется больше. Эта уловка дает мощный и универсальный метод исследования мира до расстояний порядка одной миллионной метра или даже меньше. Так можно увидеть клетки, из которых состоят живые организмы; можно взглянуть на скопления бактерий, которые как помогают им, так и приносят вред.
Пытаясь с помощью светопреломляющих устройств рассмотреть объекты еще меньшего размера, мы сталкиваемся с фундаментальными проблемами. Подобные приборы основываются на регулировании направления световых лучей. Но поскольку свет распространяется в виде волн, то само понятие прямолинейных лучей очень приблизительно. Использовать волны, чтобы рассмотреть детали, размер которых меньше длины волны самих волн, — все равно что собирать бисер в боксерских перчатках. Длины волн видимого света — порядка половины одной миллионной метра, так что подобные микроскопы при меньших расстояниях бесполезны.
Длины волн рентгеновского излучения в сотни или тысячи раз меньше, так что, в принципе, рентгеновские лучи позволяют добраться до гораздо меньших расстояний. Но для них нет ничего, что было бы эквивалентно стеклу для видимого света, — нет материала, из которого можно сделать линзы для управления лучами. А без линз классические методы увеличения изображений бесполезны.
К счастью, есть другой подход, которым можно воспользоваться, — рентгеновская дифракция, или рентгеноструктурный анализ. Здесь линзы не нужны. Пучок рентгеновских лучей направляется на интересующий нас объект. Сам объект преломляет и рассеивает их, а мы регистрируем выходящий пучок. Чтобы избежать недоразумений, скажу, что это совсем не то, что привычные рентгеновские снимки, используемые врачами, — там мы видим более грубые проекции рентгенографических теней на плоскость. При рентгеновской дифракции используются гораздо лучше контролируемые пучки и направляются они на гораздо меньшие объекты. «Картина», фиксируемая рентгеновской дифракционной камерой, выглядит совсем не как образец — обширная информация о его внутреннем строении представлена в закодированном виде.
С характеристикой «обширная» связана длинная и увлекательная сага, главы которой отмечены Нобелевскими премиями. К сожалению, информации, предоставляемой дифрактограммами, недостаточно, чтобы реконструировать объекты, — математических расчетов для этого мало. Они похожи на искаженные файлы цифровых изображений.
Чтобы справиться с задачей, несколько поколений ученых создавали интерпретационную лестницу, позволяющую переходить от простых объектов к более сложным. Первыми объектами, структуру которых расшифровали по дифрактограммам, были простые кристаллы (наподобие поваренной соли). В примере с солью химические свойства вещества позволяют предположить, как должен выглядеть ответ. Это должна быть упорядоченная решетка из равного числа атомов натрия и хлора. Кроме того, исходя из опытов с большими кристаллами, можно было ожидать, что решетка окажется кубической. Однако расстояния между атомами известны не были. К счастью, можно рассчитать, как будет выглядеть дифрактограмма модельного кристалла, независимо от этого расстояния. Сопоставляя эти результаты с экспериментом, можно не только подтвердить модель, но и определить межатомное расстояние в кристалле.
Когда ученые подошли к изучению более сложных структур, они вновь начали применять бутстрап-метод. На каждом этапе ранее подтвержденные модели использовались для построения более сложных, а те рассматривались как кандидаты для описания материалов с еще более сложными структурами. Затем экспериментальные дифрактограммы сравнивались с рассчитанными для структур-кандидатов. Так интуиция и тяжелый труд иногда позволяли добиться успеха. И с каждым новым достижением становились известны структурные характеристики, важные для построения нового поколения моделей.
Наиболее яркие прорывы в этой области включают определение выдающимся химиком Дороти Мэри Кроуфут-Ходжкин трехмерной структуры холестерина (1937), пенициллина (1946), витамина B12 (1956) и инсулина (1969); а также определение структуры ДНК (1953) — знаменитой двойной спирали — Фрэнсисом Криком и Джеймсом Уотсоном. Они расшифровали дифракционную картину, снятую Морисом Уилкинсом и Розалинд Франклин.