Кратчайшая история времени - Стивен Уильям Хокинг

звука – оказывается меньше, чем если бы автомобиль был неподвижен. Чем меньше длина волны, тем больше таких колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон или частота звука. Точно так же, когда автомобиль удаляется от нас, длина волны испускаемого им звука оказывается больше, и мы слышим его на более низкой частоте. Чем быстрее движется автомобиль, тем сильнее этот эффект, и поэтому его можно использовать для измерения скорости. Аналогичным образом ведут себя волны света и радиоволны. И действительно полиция использует эффект Доплера для измерения скорости автомобиля путем измерения длины волны отраженных от него радиоимпульсов.

Как мы отметили в главе 5, длина волны видимого света чрезвычайно мала и составляет от 40 до 80 миллионных долей сантиметра. Свет с разной длиной волны воспринимается человеческим глазом как разные цвета, причем самые длинные располагаются в красной, а самые короткие – в синей части спектра. Теперь представим себе источник света, который находится на постоянном расстоянии от нас – например звезду, которая излучает свет определенной длины волны. В этом случае длина волны, которую мы воспринимаем, в точности равна длине волны, которую звезда излучает. А теперь представим себе источник света, движущийся в направлении от нас. Как в случае звука длина волны воспринимаемого нами света оказывается больше, чем в случае неподвижной звезды, и, следовательно, спектр удаляющейся звезды будет смещен в красную сторону.

Эффект Доплера. Если источник волны движется навстречу наблюдателю или от него, то длина воспринимаемых наблюдателем волн оказывается, соответственно, короче или длиннее, чем от неподвижного источника. Это называется эффектом Доплера

Доказав существование других галактик, Хаббл занялся определением их расстояний и наблюдением их спектров. В то время считалось, что галактики движутся совершенно случайным образом, и Хаббл ожидал обнаружить примерно одинаковое количество галактик с голубым и красным смещением спектров. К его удивлению оказалось, что спектры большинства галактик смещены в красную сторону: почти все они удалялись от нас! Еще более удивительным оказался результат, опубликованный Хабблом в 1929 году: величины красного смещения в спектрах галактик распределены не случайно, а прямо пропорциональны расстоянию галактики от нас. Иными словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас удаляется! Это означало, что вопреки господствовавшим тогда представлениям Вселенная не может быть стационарной, ее размер не может оставаться постоянным. В действительности она расширяется, и расстояния между галактиками со временем увеличиваются.

Открытие расширения Вселенной стало одной из величайших интеллектуальных революций XX века. Оглядываясь назад, кажется странным, что никто не подумал об этом раньше. Ньютон и другие ученые вполне были в состоянии додуматься до того, что стационарная Вселенная была бы неустойчива из-за отсутствия в нашем мире силы отталкивания, сравнимой по величине с силой всемирного тяготения, которая притягивает звезды и галактики друг к другу. Поэтому даже если в какой-то момент времени Вселенная была бы стационарной, то она не смогла бы оставаться в этом состоянии из-за взаимного гравитационного притяжения всех звезд и галактик, которое должно заставить ее сжиматься. На самом деле даже если бы Вселенная расширялась с небольшой скоростью, то сила тяготения рано или поздно остановила бы это расширение и Вселенная начала бы сжиматься. Однако если бы Вселенная расширялась быстрее некоторого предела, то сила тяготения никогда не смогла бы остановить это расширение и оно продолжалось бы вечно. Это напоминает ситуацию с запуском ракеты с поверхности Земли: если скорость ракеты недостаточно велика, то сила тяготения в какой-то момент остановит движение ракеты, а потом заставит ее упасть обратно на землю. С другой стороны, если скорость ракеты больше определенного критического значения (около 11 км/c), то сила тяготения нашей планеты уже никогда не сможет заставить ее вернуться назад и ракета продолжит удаляться от Земли.

Такое поведение Вселенной вполне можно было предсказать в рамках ньютоновской теории тяготения в XIX, XVIII и даже в конце XVII столетия. Но вера в стационарную Вселенную была столь велика, что оставалась незыблемой вплоть до начала XX века. Даже Эйнштейн, сформулировав общую теорию относительности в 1915 году, был настолько уверен, что Вселенная обязана быть стационарной, что поправил свою теорию так, чтобы сделать это возможным, введя в свои уравнения дополнительный коэффициент, названный им космологической постоянной. Космологическая постоянная была призвана сыграть роль новой «антигравитационной» силы, которая в отличие от других сил не имеет какого-то определенного источника, но встроена в саму структуру пространства-времени. Это сила придала пространству-времени внутреннее свойство расширяться. Подобрав соответствующим образом величину космологической постоянной, Эйнштейн смог добиться нужной величины этой расширительной тенденции и в точности компенсировать взаимное притяжение вещества, получив стационарную Вселенную. В дальнейшем Эйнштейн отказался от космологической постоянной, назвав этот поправочный коэффициент своей величайшей ошибкой. Но как мы скоро увидим, сейчас есть все основания считать, что Эйнштейн все же был прав, когда вводил свою космологическую постоянную. Эйнштейн был бы весьма разочарован тем, что его вера в стационарную Вселенную заставила его отказаться от предсказанного его теорией расширения Вселенной. Только один человек, похоже, готов был принять это предсказание общей теории относительности. Пока Эйнштейн и другие физики искали способа избежать неизбежной нестационарности Вселенной в рамках общей теории относительности, русский физик и математик Александр Фридман предпочел эту нестационарность объяснить.

Фридман выдвинул две очень простые гипотезы о свойствах Вселенной: во-первых, он предположил, что Вселенная одинакова во всех направлениях, и во-вторых, что то же самое справедливо для любого наблюдателя в любом месте Вселенной. Исходя всего лишь из этих двух предположений, Фридман показал, решив уравнения общей теории относительности, что Вселенная не должна быть стационарной. То есть еще в 1922 году, за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман предсказал именно то, что Хаббл впоследствии обнаружил!

Конечно же, предположение о том, что Вселенная выглядит совершенно одинаково, в каком бы направлении мы ни посмотрели, не совсем верно. Например, как мы уже отметили, звезды в нашей Галактике образуют хорошо заметную светлую полосу, пересекающую ночное небо, – то, что мы называем Млечный Путь. Но если взглянуть на далекие галактики, то окажется, что их число примерно одинаково в любом направлении. Таким образом, Вселенная выглядит практически одинаковой во всех направлениях, если только рассматривать ее в большом масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и пренебречь различиями на меньших масштабах. Представьте себе, что вы стоите в лесу, а вокруг вас случайным образом растут деревья. Если посмотреть в одном направлении, то ближайшее дерево окажется на расстоянии одного метра, а в другом направлении ближайшее дерево может встретиться на расстоянии трех