13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего - Джон Гриббин

В течение нескольких последующих месяцев много исследователей (включая Хаббла) были призваны в армию или на работы для нужд фронта, и в итоге Бааде оказался самым старшим из оставшихся в Маунт-Вилсоне астрономов. К тому времени он был признан не несущим опасности для страны, но непригодным для участия в обороне, что позволило ему возобновить наблюдения с помощью 2,5-метрового телескопа. Как раз в это время появилась новая, более чувствительная фотопластинка, а в Лос-Анджелесе по ночам стали отключать электричество: в распоряжении Бааде был лучший в мире телескоп, передовые фототехнологии и максимально темное небо. Это лишь незначительно облегчило исследование тусклых звезд в галактиках за пределами Млечного Пути, но к 1943 году Бааде был уже наблюдателем высшего класса и смог сфотографировать намного менее яркие объекты, чем это удавалось Хабблу, и даже начать подробное исследование туманности Андромеды.

Вальтер сумел обнаружить отдельные звезды не только во внешнем слое этой галактики (где Хаббл отыскал цефеиды), но и в ее глубине, которая до этого на фотографиях отображалась как неясное пятно. Его первым крупным открытием стал факт, что туманность Андромеды состоит из звезд двух типов. Это могло означать, что все спиральные галактики, включая Млечный Путь, имеют аналогичную структуру. Один вид звезд (Бааде назвал его Населением I) расположен ближе к краю галактики – в диске и спиральных рукавах. Это горячие молодые звезды голубого или желтого цвета, несущие большие объемы тяжелых элементов. Звезды в центральной области галактики – утолщенном ядре – получили название Населения II: это более старые и холодные красные звезды с очень низкой металличностью. Аналогичный тип звезд присутствует в шаровых звездных скоплениях. Дальнейшие исследования показали, как уже говорилось в первой части книги, что звезды Населения II сформировались из первичного материала, входившего в состав предыдущих поколений звезд, что действительно все спиральные галактики устроены так же и что наше Солнце, относительно богатое тяжелыми элементами, относится, безусловно, к Населению I.

В 1944 году Бааде также обнаружил, что переменные цефеиды тоже делятся на два типа, связанных с Населениями. Цефеиды Населения I сегодня известны как классические, а Населения II – как тип W Девы (по характерному представителю). Каждый вид обладает особым соотношением периода и светимости, но в целом цефеиды типа W Девы более тусклые, чем классические. В 1944 году это открытие не изменило представления астрономов о космологической шкале расстояний, поскольку Хаббл изучал классические цефеиды, подобные находящимся в нашей части Млечного Пути, и это не вызвало противоречий в его работе. Но, как только появились более современные технологии, были сделаны открытия, изменившие астрономическую картину Вселенной.

На этот раз новой технологией стал еще более крупный и совершенный телескоп – пятиметровый рефлектор на горе Паломар[166], введенный в строй в 1948 году и на протяжении последующих сорока пяти лет остававшийся самым мощным прибором такого типа на Земле (он и сейчас работает и приносит большую пользу науке). Перенеся весь свой опыт на новую технику и применяя лучшие из доступных фототехнологий, Бааде с уверенностью взялся за исследование переменных типа RR Лиры в галактике Андромеды. Эти звезды менее яркие, чем цефеиды, но очень удобны для определения расстояний. Их часто можно найти в шаровых скоплениях, и Бааде был уверен, что обнаружит их и в туманности Андромеды. Но не обнаружил. Он смог вычленить в шаровых скоплениях самые яркие звезды, но тусклых переменных типа RR Лиры не увидел. Если допустить, что красные гиганты, наблюдаемые Бааде в шаровых скоплениях галактики Андромеды, обладают теми же характеристиками, что и находящиеся в шаровых скоплениях нашей Галактики, переменные типа RR Лиры действительно нельзя было бы обнаружить доступными астроному приборами из-за их тусклости. Но чтобы быть столь тусклыми, красные гиганты должны находиться на значительно большем расстоянии, чем то, которое Хаббл определил для туманности Андромеды. Причина ошибки вскоре стала ясна, и она отсылала ученых к изначальному процессу определения дистанций до цефеид, который придумал Шепли за тридцать лет до того.

В ходе поиска логики в расстояниях Шепли использовал данные для каждой цефеиды, которую смог найти. К сожалению, ему попадались цефеиды и из Населения I, и из Населения II – к концу 1940-х годов это стало понятно. Эти звезды Населения I ярче, и можно подумать, что это сделало бы ошибку Шепли очевидной. Но они находятся в диске Млечного Пути, где много пыли (больше, чем предполагалось во времена Шепли), что мешает их рассмотреть. Цефеиды Населения II располагаются выше и ниже галактического диска, пыли там меньше. Шепли просто не повезло: наблюдаемые им более яркие звезды оказались затемненными пылью почти точно до уровня светимости менее ярких. Выходит, что Хаббл рассматривал цефеиды Населения I (классические), применяя к ним принципы расчета расстояний, в действительности относящиеся к цефеидам Населения II (типа W Девы). Использованные в его вычислениях звезды были ярче, чем ему казалось. Чтобы выглядеть настолько тускло, они должны быть значительно дальше от нас. Выходило, что туманность Андромеды находится на примерно вдвое большем расстоянии от нас, чем предполагал Хаббл, и что точно такой же коррекции следует подвергнуть всю шкалу расстояний во Вселенной, сократив постоянную Хаббла примерно до 250 км в секунду на Мпк. Объявленный в 1952 году результат исследований Бааде произвел эффект разорвавшейся бомбы и попал на первые полосы газет: размеры Вселенной внезапно удвоились! Но, что даже еще более важно, удвоился ее возраст: он составил почти 4 млрд лет, что уже не так сильно отличалось от ранее рассчитанного возраста Земли. Даже в 1952 году еще не было точно известно, сколько лет звездам, и 5 млрд представлялись разумным предположением: оставшийся разрыв не вызывал особых сомнений. Но в течение 1950-х годов оценки возраста Вселенной продолжили расти, а для звезд они росли еще быстрее; при этом противостоящая теории Большого взрыва стационарная модель Вселенной не собиралась сдавать позиции.

Коррекции возраста Вселенной в большую сторону в 1950–1960-х годах основывались на уточнении постоянной Хаббла. Основной вклад в этот процесс внес еще один американец, Аллан Сэндидж[167], ставший научным наследником Хаббла и доведший использование пятиметрового телескопа до совершенства.

Сэндидж еще в юности знал, что Вселенная расширяется. Он родился в Айова-Сити в 1926 году, всего за год до появления работы Леметра о взаимосвязи красного смещения и расстояния и за три года до признания этой идеи законом Хаббла. Он открыл для себя астрономию в девять лет, когда посмотрел на ночное небо через телескоп школьного товарища. В старших классах Аллан прочел книгу Хаббла «Царство туманностей» и эддингтоновскую «Расширяющуюся Вселенную». В 1944 году он был призван на флот и вынужден прервать учебу, но после демобилизации в 1945-м пошел в Иллинойсский университет, окончил его в 1948 году и поступил в аспирантуру Калтеха. Интерес молодого ученого к космологии возник благодаря Фреду Хойлу, который во времена его студенчества читал в Калтехе курс как приглашенный лектор. Сэндидж защитил диссертацию под руководством Вальтера Бааде в 1953 году, как раз когда тот «удвоил размер Вселенной». К этому моменту он уже трудился в Маунт-Вилсоне и Паломаре над проектом Эдвина Хаббла, одного из героев своих школьных лет. Сэндидж проработал в этой обсерватории всю свою жизнь.