.смешение

<о

О 1_

ОО

х *

аи

2 ^и ш

-5

X СГ X

m

и

X •<

ч

ч <

Раскрытие общего строения и характерных особенностей вселенной, простирающейся далеко за пределы возможностей нашего наблюдения, — дело очень сложное. В течение более 25 лет теоретики и астрономы-наблюдатели делали волнующие открытия, но точек соприкосновения между этими открытиями было мало. Предположения теоретиков, основанные на наиболее общих законах физики, очень трудно проверить в приложении к реальному миру или, вернее, к той небольшой частице реального мира, которую мы можем наблюдать. Имеется, однако, одно фундаментальное положение, которое выдвигается теорией и подтверждается наблюдениями, — это несомненное расширение вселенной. Если другие проблемы, связанные со вселенной, можно истолковывать по-разному, исходя из различных теорий, то относительно расширения вселенной эти различные теории дают совершенно определенные выводы, проверка которых в будущем либо подтвердит их, либо отвергнет.

В настоящее время можно надеяться, что измерения красного смещения, позволяющие судить о расширении вселенной, которые будут выполнены с помощью 200-дюймового (то есть в поперечнике немногим больше 5 м) телескопа на горе Паламар (США), помогут решить вопрос о том, живем ли

мы в развивающейся или в установившейся вселенной.

Что же должны дать результаты измерений в отношении теории равномерности, утверждающей, что вселенная расширяется с постоянной скоростью и в отношении эволюционной теории, считающей, наоборот, что расширение вселенной постоянно замедляется? Если начало вселенной¹ было положено взрывом материи, находившейся в сверхплотном состоянии, то скорость ее расширения должна была быть наибольшей вначале, а затем постепенно замедляться вследствие противодействующих гравитационных сил, которые тормозят расширение (примерно так же, как резиновая нить, привязанная к мячику, натягиваясь, тормозит его полет).

В настоящее время в принципе можно решить, изменяется скорость расширения или нет, путем измерения ее в различные моменты истории вселенной. 200-дюймовый телескоп позволяет нам сделать это, так как с его помощью можно охватить период в 2 млрд. лет. Ведь ближайшие к нам галактики мы сейчас видим такими, какими они были несколько миллионов лет назад, в то время как свет от самых удаленных галактик идет до нас так долго, что мы видим их такими, какими они были 1 — 2 млрд. лет тому назад. Если теория взрыва верна, то в тот период времени вселенная должна была расширяться гораздо быстрее, чем сейчас. А поскольку свет, который мы воспринимаем от дальних галактик, является отблеском давно прошедших лет, то если бы в этом свете содержались какие-нибудь свидетельства о скорости движения излучивших его тел, то это убедило бы нас в том, что эти галектики удаляются от нас быстрее. Тские свидетельства несет в себе явление, известное под названием «красного смещения». Оно является важным средством для проверки наших предположений о вселенной, и поэтому стоит подробнее рассказать, как оно было открыто и как используется.

Ни один астроном не может провести непосредственное изучение интересующих его объектов. Все сведения ему приносят световые лучи, идущие из космического пространства. С помощью хитроумных инструментов и

| Под вселенной автор имеет в виду поддающуюся наблюдению часть вселенной. — Ред.

Красное смещение четырех галактии изображено на цветной вкладке. На каждом спектре для сравнений показаны линии поглощения железа. Около левого нонца спектра имеются две темные вертикальные линии: К и Н, линии нальция. Если бы спектр не имел ирасного смещения, то эти линии находились бы около вертикальной пунктирной линии. Величина смещения н красному (правому) концу спектра показана стрелкой вправо от пунктирной линии.

тонкого анализа данных астроном может по этим лучам определить температуры, размеры, строение и характер движения небесных тел. В 1886 году немецкий астроном Фогель впервые показал, что по спектру звезд можно судить об их движениях, которые иными путями определить не удастся. Он открыл эффект Допплера для звездного света.

Суть этого явления, как известно, заключается в изменении длины волны, наблюдаемом при движении источника излучения (звука, света и т. д.): если светящееся тело движется по направлению к наблюдателю, то длина волны уменьшается, если оно удаляется, то длина волны увеличивается. Следовательно, в случае движения звезд от нас весь спектр их света должен смещаться в сторону длинных волн, то есть к красной части спектра.

Такой спектр, полученный с помощью призмы или дифракционной решетки, разлагающей луч света на составные цвета, обычно не является непрерывным, так как световые волны определенных длин поглощаются атомами звездной атмосферы. Так, например, большинству звезд присуще сильное поглощение атомами кальция волн длиной 3933,664 и 3968,470 ангстрем (1 ангстрем — одна стомиллионная доля сантиметра). Это поглощение проявляется на спектре в виде темных линий, известных в данном случае под названием К и Н линий кальция. Если звезда удаляется от мес, то эти линии спектра будут смещены в сторону красного конца спектра. В спектре звезды, называемой Дельта, например, К-ли-ния кальция смещена в сторону красного конца спектре на 1,298 ангстрема. Принимая, что это смещение происходит в результате эффекта Допплера, уже нетрудно вычислить скорость удаления звезды. Поделив величину смещения на нормальную длину волны в случае покоя и умножив результат на скорость света (300 тыс. км в секунду), мы получаем скорость звезды — в денном случае 99 км в секунду. Расчеты на базе смещения Н-линии дают тот же результат.

Вооруженные этим мощным методом исследования многие крупные обсе| ва-тории мира в начале XX века в основном занимались измерением скоростей движения удаляющихся и приближающихся звезд, входящих в нашу Галактику. Вначале эта работа проводилась из простого интереса к данному явлению, и никто даже не подозревал, что она может привести к созданию космологических теорий.

вещество, поле.

пространство,

время ...