я из-за дальнейших столкновений. Если проследить этот процесс по мере остывания Вселенной, можно предсказать, как часто эти первые составные части атомов будут связываться и создавать ядра атомов тяжелее водорода, то есть гелия, лития и т. д.
И тут мы обнаруживаем, что во время этого первобытного фейерверка – Большого взрыва – не формировались, в сущности, никакие ядра тяжелее лития, ядро которого занимает третье место по легкости. Мы уверены, что не ошиблись в вычислениях, поскольку наши прогнозы относительной распространенности легчайших элементов полностью совпадают с данными наблюдений. Распространенность легчайших элементов – водорода, дейтерия (тяжелый водород с дополнительным нейтроном в ядре), гелия и лития – различается на десять порядков: около 25 % всех протонов и нейтронов (по массе) находят свое место в ядрах гелия, и лишь 1 из 10 млрд нейтронов и протонов оказывается в ядре лития. На этом огромном диапазоне данные наблюдений полностью совпадают с теоретическими расчетами.
Это одно из самых известных, значительных и успешных предсказаний, которые подтверждают, что Большой взрыв и вправду был. Только горячий Большой взрыв мог породить наблюдаемую распространенность легких элементов и при этом соответствовать наблюдаемому сегодня расширению Вселенной. Я всегда держу в заднем кармане карточку, на которой написано сравнение предсказанной распространенности легких элементов с наблюдаемыми ее значениями, чтобы показывать ее каждый раз, когда мне встречается кто-то, кто не верит в Большой взрыв. Правда, до этого в спорах почти никогда не доходит, поскольку точные данные не производят должного впечатления на людей, которые заранее убеждены, что в картине что-то не так. Но я все равно ношу с собой эту карточку и чуть дальше обязательно познакомлю вас с тем, что в ней написано.
Есть люди, для которых литий важен, однако для нас с вами гораздо важнее более тяжелые ядра – углерод, азот, кислород, железо и т. д. Они в результате Большого взрыва не возникли. Создание их возможно только в раскаленных недрах звезд. А попасть к вам в организм они сумеют, только если звезда окажет им любезность и взорвется, развеяв свое содержимое по космосу, и тогда в один прекрасный день атомы встретятся, соединятся и войдут в состав маленькой голубой планетки, расположенной возле звезды по имени Солнце. За всю историю нашей Галактики в ней взорвалось около 200 млн звезд. Эти сонмища звезд пожертвовали собой, если хотите, ради того, чтобы вы когда-нибудь родились. По-моему, они подходят на роль спасителя ничуть не хуже любой другой кандидатуры.
Как показали тщательные исследования, проведенные в 1990-е гг., взрывающиеся звезды определенной разновидности, так называемые сверхновые типа Ia, обладают замечательным свойством: те из них, которые имеют бо́льшую светимость[10], светят дольше. Эмпирически эта зависимость прослеживается очень надежно, хотя теоретически мы еще не вполне понимаем, почему это так. А значит, такие сверхновые служат прекрасными «стандартными свечами». С их помощью можно калибровать расстояния, поскольку их светимость можно определить посредством измерения, которое не зависит от расстояния. Если мы обнаружили сверхновую такого типа в далекой галактике, – а это нам по силам, потому что они очень яркие, – то можно пронаблюдать, сколько времени она светится, и установить ее светимость. А тогда, измеряя ее видимую яркость с помощью телескопа, можно точно подсчитать, на каком расстоянии от нас находится и сама сверхновая, и ее галактика. Затем, измерив красное смещение света звезд в этой галактике, можно определить ее скорость, сравнить скорость движения галактики с расстоянием до нее и сделать вывод о темпе расширения Вселенной.
Замечательно, но, если сверхновые в отдельно взятой галактике взрываются только раз в 100 лет, каков шанс, что нам доведется это увидеть? Ведь последнюю сверхновую в нашей Галактике наблюдал еще Иоганн Кеплер в 1604 г.! Говорят, что сверхновые в нашей Галактике наблюдаются только при жизни великих астрономов, а Кеплер, безусловно, заслуживает такого звания.
Сначала Кеплер был простым учителем математики в Австрии, а затем стал помощником астронома Тихо Браге, который тоже – еще до Кеплера – наблюдал сверхновую в нашей Галактике и за это получил в дар от датского короля целый остров. На основании данных о положении планет, собранных Браге более чем за 10 лет, Кеплер в начале XVII в. вывел три своих знаменитых закона движения планет:
1. Планеты движутся вокруг Солнца по эллипсам.
2. Линия, соединяющая планету с Солнцем, заметает равные площади за равные промежутки времени.
3. Квадрат периода обращения планеты по орбите прямо пропорционален кубу большой полуоси его орбиты (то есть большой полуоси эллипса – половине самой длинной из осей, проходящих через его центр).
А эти законы, в свою очередь, почти 100 лет спустя легли в основу закона всемирного тяготения Ньютона. Но это не единственное замечательное достижение Кеплера: он еще и успешно защитил собственную мать от обвинений в колдовстве, и написал, возможно, первое в истории научно-фантастическое произведение – о путешествии на Луну.
В наши дни, чтобы увидеть сверхновую, надо просто посадить по аспиранту наблюдать за каждой галактикой в небе. Ведь в космических масштабах 100 лет – это период, не слишком сильно отличающийся от среднего времени написания диссертации, а аспиранты дешевы и многочисленны. Однако, к счастью, можно обойтись и без таких крайних мер – по очень простой причине: Вселенная стара и очень велика, а поэтому редкие события происходят в ней все время.
Так что отправляйтесь как-нибудь ночью на лесную поляну или в пустыню, где хорошо видно звезды, и поднимите руку к небу, соединив большой и указательный пальцы в кружок размером примерно с десятицентовик[11]. Нацельтесь на темный участок неба, где звезд вообще не видно. В достаточно большие телескопы, которыми сегодня пользуемся мы, астрономы на этом клочке неба могут различить около 100 000 галактик, и в любой из них – миллиарды звезд. А поскольку в каждой из этих галактик в среднем раз в 100 лет взрывается сверхновая, можно ожидать, что в каждую конкретную ночь на этом участке неба взорвется примерно три звезды.
Именно так астрономы и поступают. Они запрашивают время для работы на телескопе – и в какие-то ночи наблюдают одну сверхновую, в какие-то – две, а иногда погода стоит пасмурная и вообще ничего не видно.
Вот таким способом нескольким исследовательским группам удалось определить постоянную Хаббла с погрешностью менее 10 %. Новая величина – около 70 км/с для галактик, находящихся от нас на среднем расстоянии в 3 млн световых лет, – почти на порядок меньше, чем получилось у Хаббла и Хьюмасона. В результате мы делаем вывод, что возраст Вселенной ближе к 13 млрд лет, а вовсе не к 1,5 млрд лет.
Как я еще покажу, эта цифра полностью совпадает с независимыми оценками возраста самых старых звезд в нашей Галактике. Четыреста лет современной науки – от Браге до Кеплера, от Леметра до Эйнштейна и Хаббла, от спектров звезд до распространенности легких элементов – составили яркую, непротиворечивую картину расширяющейся Вселенной. Все сходится. Концепция Большого взрыва находится в отличной форме.
Глава 2Сага о тайнах Вселенной: космос на вес
Бывает известное известное. Это вещи, о которых мы знаем, что их знаем. Бывает известное неизвестное. Это, так сказать, вещи, о которых мы знаем, что их не знаем. Но бывает еще и неизвестное неизвестное. Это вещи, о которых мы не знаем даже того, что о них не знаем.
Теперь, когда мы установили, что у Вселенной было начало и зародилась она в определенный момент в прошлом, приходит на ум резонный вопрос: «А как она закончится?»
Вообще говоря, именно этот вопрос заставил меня в свое время покинуть родное поприще – физику частиц – и углубиться в дебри космологии. В 1970-е и 1980-е гг. с появлением все новых и новых результатов детальных измерений движения звезд и газа в нашей Галактике, а также движения галактик в крупных скоплениях, так называемых кластерах, напрашивался все более очевидный вывод, что во Вселенной есть нечто такое, чего не видно ни невооруженным глазом, ни даже в телескоп.
Главная сила, которая действует на огромных пространствах галактик, – гравитация, поэтому измерение движения объектов на подобных масштабах позволяет исследовать гравитационное притяжение, которое управляет этими движениями. Подобные измерения начались с новаторской работы американского астронома Веры Рубин и ее коллег в начале 1970-х гг. Рубин защитила диссертацию в Джорджтаунском университете, а до этого училась на вечернем отделении, причем муж дожидался ее в машине, потому что она водить не умела. Вера подавала документы в Принстон, в магистратуру по астрономии, но туда до 1975 г. не принимали женщин. В итоге Рубин стала лишь второй женщиной, получившей золотую медаль Королевского астрономического общества. Эта награда и многочисленные заслуженные почести достались ей благодаря революционным измерениям скорости вращения нашей Галактики. Вера Рубин наблюдала звезды и горячий газ, находившиеся на все большем расстоянии от центра нашей Галактики, и определила, что эти области движутся гораздо быстрее, чем должны были бы, если бы сила гравитации, управляющая их движением, соответствовала массе всех наблюдаемых объектов в пределах Галактики. Впоследствии благодаря трудам Рубин космологам стало ясно, что объяснить это движение можно лишь одним способом – предположить, что масса нашей Галактики гораздо больше, чем суммарная расчетная масса всех звезд и всего горячего газа, наблюдаемых в ней.
Однако в этой гипотезе была одна неувязка. Те самые расчеты, которые прекрасно описывали наблюдаемую во Вселенной распространенность легких элементов (водорода, гелия и лития), также говорили нам о том, сколько всего во Вселенной должно существовать протонов и нейтронов – составных частей обычного вещества. Тут все как в кулинарном рецепте, просто кухня у нас ядерная: объем получившегося блюда зависит от того, сколько в него положить каждого из ингредиентов. Если удваиваешь рецептуру – кладешь, например, четыре яйца вместо двух, то конечного продукта, в данном случае глазуньи, получится в два раза больше. И тем не менее первоначальная плотность протонов и нейтронов во Вселенной, возникшая при Большом взрыве, если определить ее в соответствии с наблюдаемым количеством водорода, гелия и лития, давала примерно в два раза больше материала, чем мы видим в звездах и раскаленном газе. Где же все эти частицы?