Между тем, еще Ньютон высказывал мнение, что существование вечного мира, управляемого только силами гравитации, невозможно — все вещество в нем должно было бы тогда стянуться в одну точку. Против своей вечности и бесконечности "свидетельствует" и сама Вселенная. Так, в неограниченном мире, куда бы мы ни посмотрели, взгляд должен упираться в звезду. В действительности же этого не наблюдается.
Принято считать, что первым мысль о нестационарности Вселенной высказал в 1922 году ленинградский ученый Александр Фридман. Но его идеи не были восприняты серьезно.
Переворот в сознании произошел в конце 20-х годов. Тогда американскому астроному Эдвину Хабблу удалось разрешить на звезды некоторые крупные спиральные туманности — Туманность Андромеды и другие похожие на нее объекты — и доказать, что они удалены от нас на громадные расстояния. Сопоставив расстояния до галактик, а именно так были прозваны эти объекты, с их скоростями, полученными на основе эффекта Доплера, Хаббл обнаружил, что движутся они не хаотично. Оказалось, что почти все галактики удаляются, причем, чем дальше от нас находится тот или иной "звездный остров", тем больше скорость его убегания. Иными словами, скорости удаления галактик (v) прямо пропорциональны расстояниям до них (г). Эта зависимость выражается простой и красивой формулой:
v=Hr
где Н — коэффициент пропорциональности, прозванный астрономами постоянной Хаббла.
Открытие разбегания галактик можно считать одним из важнейших астрономических, да и не только астрономических, открытий XX века. Совершенно неожиданно для себя люди оказались перемещенными в другую Вселенную. До сих пор они населяли мир без начала и конца, в котором любое происходящее развитие можно было проследить неопределенно далеко в прошлое и будущее. Но поведение галактик означало, что все элементы мира удаляются друг от друга, причем характер этого разлета не допускает вечного существования Вселенной. Если галактики разбегаются, значит должна быть "стартовая точка", откуда они начали свой бег, и значит можно говорить о продолжительности этого "забега". Итак, перед астрономами серьезно встал вопрос о возрасте мира, в котором мы живем.
В настоящее время существует два основных способа измерения возраста Вселенной. Первый из них основан на непосредственном определении параметров расширения. Зная, как происходит разбегание галактик сейчас, мы, может быть, поймем, сколько лет назад оно началось, ключом к размеру и возрасту мира в этом способе служит постоянная Хаббла.
Допустим, что в начальный момент времени все вещество Вселенной было собрано в одной точке. Чтобы улететь на расстояние г со скоростью v, галактике (вернее, веществу, из которого она состоит) потребуется время t=r/v, а помня, что v=Hr, получаем t=l/H. Эту величину астрономы называют хаббловским временем.
Если бы скорость разлета оставалась постоянной, величину t можно было бы считать возрастом Вселенной. В действительности же галактики гравитационно притягиваются друг к другу, и скорость их взаимного удаления со временем постепенно уменьшается. Поэтому реальный возраст Вселенной несколько меньше хаббловского времени. Однако, даже для приближенного его определения величину H знать необходимо.
Сам Эдвин Хаббл в 1929 году получит для постоянной H очень большое значение — 510-530 км/с на Мпс.
Эта величина продержалась в астрономии до 50-х годов, хотя соответствующее ей время расширения — около 2 млрд. лет — было меньше даже возраста Земли. Потом выяснилось, что Хаббл сильно недооценил расстояния до галактик, и его постоянная на самом деле оказалась значительно меньше. Последующие, более точные измерения показали, что значения Н заключены между 50 и 100 км/с на Мпс.
О большей точности, к сожалению, говорить не приходится. Дело в том, что для определения H у большого количества далеких галактик нужно измерить два параметра — скорость удаления и расстояние. Но если первый из них определить сравнительно просто, то второй вызывает многочисленные трудности. Без преувеличения можно сказать, что проблема определения возраста Вселенной — это проблема определения расстояний до космических объектов.
Самый точный способ измерения расстояний в астрономии основан на измерении годичных параллаксов звезд. Но, увы, этот метод применим только к ближайшим светилам. Для остальных объектов приходится довольствоваться так называемыми фотометрическими расстояниями, то есть расстояниями, полученными из сопоставления абсолютной и видимой звездных величин. Естественно, этот способ применим только к объектам (их называют "стандартными свечами"), абсолютная яркость которых известна или может быть определена из наблюдений. Удобнее всего использовать в этом качестве цефеиды, шкала яркостей и расстояний до которых прокалибрована с помощью параллаксов. Однако, цефеиды видны только в близких объектах, а для надежного определения Я нужно наблюдать как можно более далекие галактики. Это связано с тем, что скорость разлета близких галактик невелика и теряется в случайных движениях, вызванных их взаимным гравитационным воздействием.
Поэтому при наблюдении далеких систем приходится использовать так называемые вторичные "стандартные свечи", то есть объекты, шкала расстояний до которых прокалибрована с помощью цефеид. В качестве вторичных индикаторов расстояния можно использовать, например, сверхновые звезды. Допустим, что в одной из близких галактик вспыхнула такая сверхновая. Если расстояние до этой галактики измерено с помощью цефеид, то по видимой максимальной яркости сверхновой можно восстановить ее абсолютную величину. Считая, что она у всех сверхновых одна и та же (а это близко к истине), мы можем определять расстояния до тех галактик, в которых загораются сверхновые.
Вторичных индикаторов изобретено великое множество, и с их помощью измерены расстояния до очень многих галактик. Однако, точность измеренных с их помощью расстояний оставляет желать лучшего. Причина тому — неточная калибровка. Слишком мало галактик, в которых можно было бы одновременно наблюдать и вторичные, и первичные индикаторы.
Большие надежды в исправлении этой ситуации возлагались на Космический телескоп имени Хаббла. Наблюдения цефеид в далеких галактиках с самого начала считались одной из его главнейших задач. И вот в октябре 1994 года было опубликовано сообщение о том, что на "Хаббле" проведены наблюдения цефеид в галактике M100 из созвездия Девы. Новые данные позволили с высокой точностью измерить расстояние до этой галактики и привели к новой оценке постоянной Хаббла — 80 км/с на Мпс. Чуть позже более точные измерения показали, что это число несколько завышено, и сейчас "предпочтительным" считается значение 60—70 км/с на Мпс.
Однако, полученная величина — это еще не возраст Вселенной. Путь к нему пролегает через дебри космологических моделей, описывающих, как изменялась скорость расширения Вселенной со временем. Проблема состоит в том, что в отличие от постоянной Хаббла, значение которой из наблюдений найти все-таки можно, другие параметры этих моделей определяются пока еще не очень точно.
Так, приведенное выше значение постоянной Хаббла (60—70 км/с на Мпс) соответствует (в различных космологических моделях) диапазону возрастов приблизительно от 8 до 12 млрд. лет. Этот разброс вызван, в частности, нашим незнанием средней плотности вещества во Вселенной. А ведь она играет очень большую роль, показывая, например, насколько успешно Вселенная может гравитационно противостоять разбеганию галактик.
Второй способ оценки возраста нашего мира основан на старинном джентльменском принципе — "женщине столько лет, на сколько она выглядит". Логично предположить, что хорошей "нижней" границей возраста Вселенной может служить возраст самых старых из населяющих ее объектов. Правда, при этом остается загадкой промежуток времени, протекший с момента Большого Взрыва до рождения этих старожилов.
На роль самых старых из наблюдаемых нами объектов Вселенной претендуют шаровые звездные скопления нашей Галактики. Их возраст оценивают с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рессела, известной также как диаграмма "спектр-светимость". На этой диаграмме звезды, в ядрах которых водород превращается в гелий, занимают довольно узкую полосу, которая называется главной последовательностью. На этой последовательности звезда проводит большую часть своей жизни. Когда водород в ядре выгорает, звезда уходит на другую последовательность — ветвь гигантов, причем чем массивнее звезда, тем раньше это произойдет.
В "новорожденном" шаровом скоплении на главной последовательности располагаются все его звезды. Первыми выжигают водород в ядре самые массивные звезды, за ними — звезды со все меньшей и меньшей массой. Следовательно, чем старше скопление, тем меньше населяющих его звезд остается на главной последовательности.
Сейчас в шаровых системах, если посмотреть на их диаграммы "спектр-светимость", остались только маломассивные долгоживущие звезды, подобные Солнцу. Массивные светила давно умерли, оставив после себя экзотические останки — белые карлики, нейтронные звезды и, возможно, черные дыры; звезды же промежуточных масс переселились на ветвь гигантов.
Теория звездной эволюции позволяет связать возраст скопления со светимостью его самых ярких звезд на момент наблюдения. Главная проблема при определении возрастов "звездных шаров" та же, что и при определении постоянной Хаббла — измерение расстояний. Правда, измерять расстояния до шаровых скоплений легче, чем до галактик, — в них доступно наблюдениям множество переменных звезд типа RR Лиры, похожих по свойствам на цефеиды.
Возрасты шаровых скоплений, полученные описанным выше способом, оказались очень большими. Однако, сначала это никого особенно не беспокоило. Нормальными считались возрасты в 18 и более млрд. лет. Для самых старых скоплений приводились даже оценки, превышающие 20 млрд. лет. А ведь это только нижняя граница возраста Вселенной!
В последнее время, правда, от таких экстремальных значений отказались, отдав предпочтение более умеренным возрастам — порядка 15—16 млрд. лет. И все-таки налицо явное противоречие с результатами наблюдений на "Хаббле". Вселенная оказалась моложе своих самых старых звезд!
Некоторое время научный мир недоумевал. Специалисты по шаровым скоплениям упорно отказывались "скинуть" с их возраста хотя бы пару миллиардов. "Искателям" постоянной Хаббла тоже отступать было некуда — кто позволит себе усомниться в точности наблюдений телескопа "всех времен и народов"? Спасение пришло оттуда, откуда его никто и не ждал.
В основе любых космических шкал расстояний лежат годичные параллаксы звезд. В начале 1997 года астрономы М. Фист и Р. Кетчпоул представили на суд общественности новые параллаксы 220 цефеид, полученные на европейском астрометрическом спутнике "Гиппарх". С помощью этих параллаксов они уточнили соотношение "период-светимость" и пришли к сенсационному выводу: все расстояния, полученные на основе "старого" соотношения, неверны, точнее недооценены! Это относится, в частности, и к расстояниям, использовавшимся командой Космического телескопа для определения постоянной Хаббла. Следовательно, реальное значение Н меньше, а соответствующий ему возраст Вселенной увеличивается до 10-12 млрд. лет.
Одновременно данные, полученные с помощью "Гиппарха", убили и второго зайца — они "удалили" от нас шаровые скопления. В итоге звезды этих объектов, расположенные в верхней части главной последовательности, оказались дальше, следовательно, ярче, следовательно, моложе. Новая шкала расстояний и усовершенствование моделей расчета возраста звезд шаровых скоплений позволили снизить их средний возраст, и теперь он считается равным 11—12 млрд. лет. Если предположить, что от Большого Взрыва до образования данных объектов прошел один миллиард лет, то для возраста Вселенной получаем значение в 13 млрд. лет. Это уже почти соответствует оценкам, полученным по постоянной Хаббла, особенно если учесть ошибки в определении всех важных параметров.
Казалось бы, можно спать спокойно. Значения H, полученные различными группами исследователей, неуклонно сходятся к 60—65 км/с на Мпс. Соответствующий возраст Вселенной находится в полнейшем согласии с возрастами шаровых скоплений. Но... Всегда остается место сомнениям.
Так, не сдаются сторонники меньших значений H — около 50 км/с на Мпс. И их результаты выглядят не менее убедительно, ведь получены они по наблюдениям на том же "Хаббле". Со снижением среднего возраста шаровых скоплений согласны тоже не все. Продолжают публиковаться статьи, авторы которых упрямо пишут о 16 миллиардах лет, словно не читали они о последних достижениях Космического телескопа и не знают, какой должен получиться ответ. "Ревизию" соотношения '"период-светимость" на основе данных "Гиппарха" оспаривают российские астрономы (Звездочет, 1997 г., №5, стр. 6). По их мнению, если обработать результаты, полученные с помощью этого аппарата, более жесткими методами, необходимость в исправлении шкалы расстояний отпадет. А значит, противоречие возрастов останется.
С другой стороны, свое особое мнение имеют и планетологи. Так, анализ изотопного состава целого ряда метеоритов привел американского астронома Л. Нитлера к выводу, что возраст нашей Галактики равен 14.4 млрд. лет (Звездочет, 1997 г., №4, стр. 8). Именно столько времени, по его мнению, должно было потребоваться для образования найденных изотопов. Значит, возраст Вселенной, очевидно, должен быть еще больше.
В заключение хочется высказаться еще об одной детали. Говоря о возрасте Вселенной, мы имеем в виду промежуток времени, протекший с момента, немного отстоящего от Большого Взрыва (на 10-43 сек), — не более и не менее. Однако, мы не знаем, что происходило во время Большого Взрыва. И самое главное, мы не знаем, существовала ли Вселенная до него.
В книгах по космологии этот вопрос чаще всего предпочитают обойти или отшутиться: "Нет, видите ли, смысла рассуждать о том, что было до Большого Взрыва, потому что времени тогда не было. Оно возникло только в момент Взрыва вместе с пространством. Слова "до", "тогда", "в момент" были, а времени не было. Понимаете? Ах, не понимаете..."
Не огорчайтесь — никто не понимает. Может быть, потому что никто толком не знает, что такое время. Стивен Хокинг, один из крупнейших ученых-космологов современности, в одной из своих книг пишет о возможности построения моделей нашей Вселенной, в которых время вовсе отсутствует. А значит, и говорить о возрасте Вселенной бессмысленно.
