Pro темную материю | страница 41

А что будет дальше? Мы принимаем, что Вселенная расширяется, она заполнена материей, и эта материя притягивает другую материю с помощью силы тяжести, поэтому расширение должно замедляться. Вопрос о том, почему Вселенная не рушится, больше не стоял. Вставал другой: а когда-нибудь вообще придет конец Вселенной?

Джеймс Чедвик, британский физик, открывший нейтрон и фотоядерную реакцию (1981–1974)

Еще со времен открытия Хабблом расширения Вселенной астрономы знали, как измерять замедление расширения, по крайней мере, в принципе. Хаббл использовал соотношение между периодом пульсации цефеид и абсолютной яркостью переменной звезды (чем дольше период, тем ярче переменная звезда), открытое Генриеттой Суон Ливитт, для определения расстояний до ближайших галактик. Он также использовал красное смещение для этих галактик как эквивалент их скоростей, когда они удалялись от нас. Построив график этих расстояний и скоростей, Хаббл пришел к выводу, что они прямо пропорциональны друг другу: чем больше расстояние, тем выше скорость. Чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Но расширяется ли Вселенная на одной и той же скорости? У Хаббла получилась прямая линия под углом 45 градусов, и если скорость расширения Вселенной постоянна, она должна оставаться такой, отражая расстояния, видимые в телескоп.

Но Вселенная заполнена материей, и материя притягивается к другой материи, так что расширение не может быть единообразным. Галактики нарушат прямую линию Хаббла. И то, насколько они отклоняются от прямой линии, скажет, насколько они ярче в этом конкретном красном смещении, чем были бы, если бы Вселенная расширялась на постоянной скорости. А то, насколько они ярче, подскажет, насколько замедляется расширение.

Требовалось и дальше составлять графики соотношения расстояния и скорости. Для оси скорости ученые все еще могли использовать красное смещение, однако с расстоянием возникли проблемы. Переменные звезды видны только в относительно близких галактиках. Для наблюдений на дальние расстояния астрономам требовался другой источник света со стандартной яркостью, небесные тела, которые можно поместить в закон Ньютона.

Обсерватория на горе Паломар, середина 1930-х

С весьма интересным предложением выступил уже упоминавшийся Фриц Цвикки, который изучал взаимодействие галактик и нейтронные звезды и вместе с немецким астрономом и астрофизиком Вальтером Бааде (1893–1960) предположил, что они являются остатками взрывов сверхновых. Ученые пришли к выводу, что при определенных обстоятельствах в центре звезды может произойти цепь ядерных реакций – и произойдет схлопывание звезды. Схлопывание будет происходить на скорости 40000 миль в секунду, создаст сильнейшую ударную волну, которая приведет к взрыву внешних оболочек звезды. Ультракомпактная звезда будет составлять не более 60 миль в диаметре и состоять из нейтронов Чедвика (в то время нейтроны называли таким образом в честь человека, который открыл нейтрон – Джеймса Чедвика, удостоенного Нобелевской премии по физике в 1935 году как раз за это открытие).