Проклятые вопросы

Однако, ознакомившись с письмом Фридмана, содержащим возражения, Эйнштейн понял, что сам ошибся, что работа Фридмана правильна, и направил в тот же журнал вторую заметку с указанием своей ошибки. Он признал работу Фридмана правильной и «открывающей новые пути в науке».

Во всех последующих исследованиях, относящихся к строению Вселенной, Эйнштейн исходил из решения Фридмана и отмечал его приоритет.

По-видимому, замечание Эддингтона о том, что он не знает учёных, понимающих Общую теорию относительности, было обоснованным. Никто не откликнулся на статью Фридмана и заметки Эйнштейна. Эта дуэль идей оказалась забытой на целых семь лет.

С ПОМОЩЬЮ ЦЕФЕИД

Теория Фридмана воскресла после того, как в 1929 году американец Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих многолетних замеров расстояний до различных галактик. Это сложная область космических исследований. Здесь не пригодны методы, применяемые астрономами для измерения расстояний до близких звёзд. Эти методы, по существу, основаны на том же принципе, которым пользуется человек для оценки расстояний до близких предметов. Правый и левый глаз видят близкие предметы слегка смещёнными на фоне удалённых предметов, а мозг обрабатывает это различие. Аналогично, если телескоп направлен на близкую звезду дважды: когда Земля находится в противоположных точках орбиты, то эта звезда представляется сдвинутой на фоне далёких звёзд.

Большинство галактик расположены много дальше, чем видимые звёзды. Так что такой метод к ним неприменим. Но Хаббл обнаружил в некоторых галактиках (наиболее близких) отдельные звёзды, блеск которых регулярно изменялся с течением времени. Такие звёзды встречаются и в нашей Галактике, то есть на сравнительно небольших (по астрономическим меркам) расстояниях. Их называют цефеидами, и для них существует хорошо изученная зависимость между блеском и периодом его изменения. Поэтому ими можно пользоваться как стандартными источниками света. Блеск источника света уменьшается в такой же степени, как увеличивается квадрат расстояния до него. Определив величину светимости цефеид и период её изменения, вычисляют расстояние до них. А определив расстояние до близких цефеид, можно при помощи указанного метода воспользоваться ими как «точкой опоры» для определения расстояний до удалённых галактик.

Основная ценность работ Хаббла — обнаружение связи расстояния до определённой галактики с так называемым красным смещением в её спектре. Напомним, спектр любого объекта — галактики, звезды, свечи — его световой паспорт. Он говорит о том, какие волны излучает объект. Спектр, видимый глазом, включает только волны, соответствующие цветам радуги — от красных до фиолетовых. Кроме видимых, спектр звёзд содержит и невидимые — ультрафиолетовые, инфракрасные, рентгеновские, гамма-волны. Исследуя состав спектра, учёные судят о том, из каких элементов состоит объект.