Библия и наука

А. Фридман в 1922 г. установил, что без космологического члена решения могут быть трех видов: расширяющиеся (когда вселенная как бы равномерно «раздувается» из некоей точки), сжимающиеся, когда она сжимается в какую-либо точку, и пульсирующие, когда она сжимается до точки, а потом опять начинает расширяться. Мэтр Эйнштейн сначала слегка обиделся, что его поправляет какой-то Фридман, а потом публично признал его правоту. Фридман сделал два очень простых исходных предположения: во-первых, вселенная выглядит одинаково, в каком бы направлении мы ее ни наблюдали, и во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы производили наблюдения из какого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что вселенная не должна быть статической. Фридмана, конечно, заинтересовала расширяющаяся вселенная, но как построить из этого астрономическую теорию, он не знал. Вот последние слова одной из его статей: «Пока этот метод немного может дать нам, ибо математический анализ складывает свое оружие перед трудностями вопроса, и астрономические исследования не дают еще достаточно надежной базы для изучения нашей Вселенной, но в этих обстоятельствах нельзя не видеть лишь затруднений временных. (Знал, вероятно, что в отсутствии верификации ничто не может помешать теориям выбрать и классифицировать нужным образом объекты. – М.Ш.).

Новый шаг последовал, когда физик Г.А. Гамов рассмотрел первые секунды и минуты существования вселенной с точки зрения квантовой механики. Он сообразил, что вселенная должна была бы при таком ходе событий быть горячей и постепенно остывать. Начиная от работ Гамова, теория эта получила название Большого взрыва или теории горячей вселенной. Примерно через 5 000 000 лет после взрыва вселенная приходит в такое состояние, когда начинается объединение электронов с протонами и нейтронами, т. е. образование атомов водорода и гелия.

Р.Г. Дикке и П. Пиблс высказали мысль, что мы можем видеть свечение ранней вселенной, ибо свет, испущенный очень далекими ее областями, мог бы дойти до нас только сейчас. Из-за расширения вселенной красное смещение светового спектра должно быть так велико, что дошедший до нас свет будет уже микроволновым (СВЧ) излучением. После того, как все свободные элементарные частицы вошли в состав атомов, свет стал мало взаимодействовать с веществом. То количество света, которое тогда было во вселенной, должно, как в музее, сохраниться вплоть до наших дней.

Перейдем к косвенным фактам.

Первое – реликтовое излучение. Американские радиоастрономы A.A. Пензиас и Р.В. Уилсон в 1965 г. открыли излучение, не имеющее источника, т. е. практически равномерно излучающееся из всех точек вселенной. Максимум излучения приходится на длины волн порядка 1 мм. Температура этого излучения, названного реликтовым, оказалась 2,73° Кельвина, хотя Гамов предполагал немножко больше – 6° Кельвина.

Второе – это регистрация смещения спектральных линий химических элементов удаленных звезд в сторону увеличения длин волн, объясняемое эффектом Доплера. Посмотрим классический эффект Доплера:

«Если источник звука и наблюдатель движутся друг относительно друга, частота звука, воспринимаемого наблюдателем, не совпадает с частотой источника звука. Это явление носит название эффекта Доплера (1842 г.). Звуковые волны распространяются в воздухе (или другой однородной среде) с постоянной скоростью, которая зависит только от свойств среды. Однако длина волны и частота звука могут существенно изменяться при движении источника звука и наблюдателя» [8]. Иными словами, достоверная область применения эффекта Доплера относится к распространению волн в однородных средах. Но, как показал М. Планк, свет (в отличие от звука) имеет не только волновую, но и квантовую природу, и изменение частоты фотона связано с изменением энергии по формуле Е = hv. Возникают вопросы: что происходит с энергией фотона, излученного «далекой» звездой? И как быть с законом сохранения энергии для фотона? В отличие от воздуха, в вакууме невозможно распространение звуковых волн и переизлучение фотонов. Но представители деятельного естествознания традиционно игнорируют подобные вопросы, в лучшем случае применяя ad hoc гипотезы. Тем не менее, в 1924 г. Лундмарк и Виртц обнаружили по небольшому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера – Физо) лучевых скоростей, что галактики удаляются от нас по всем направлениям, и тем скорее, чем они дальше от нас.

Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/(с Мпс). Поэтому открытие красного смещения приписывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, главным образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели постоянную Хаббла (Но) до значений около 50 км/(с • Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с • Мпс). Оценка Хаббла 550 км/(с • Мпс) соответствует размеру вселенной около 2 млрд. световых лет.