Подсчет тусклых радиогалактик был начат группой кембриджских радиоастрономов под руководством Мартина Райла[177]. Хойл и Райл находились в отношениях, далеких от дружеских, и Райл постарался сделать так, чтобы теоретики ничего не знали о его исследованиях до момента обнародования результатов. В 1955 году он выступил в Оксфордском университете с лекцией, на которой заявил: «Представляется, что наблюдения никак не могут быть объяснены в рамках стационарной теории». Впрочем, это заключение было преждевременным. В том же году австралийские радиоастрономы сообщили, что их подсчеты галактик соответствуют предсказаниям стабильной модели. Оказалось, что в кембриджские расчеты вкралась ошибка[178] – стремление Райла посрамить Хойла сделало его слишком самоуверенным. Чтобы решить наконец проблему, необходимо было провести намного более масштабное исследование с использованием самых передовых телескопов с максимальным разрешением, позволяющих заглянуть насколько возможно далеко в глубь Вселенной и веков. В начале 1960-х годов дискуссия начала подкрепляться результатами подобных исследований: они медленно (и не совсем верно) стали сдвигать баланс мнений в сторону стационарной модели. Но все эти исследования померкли (по крайней мере, в контексте происхождения Вселенной) перед открытием космического микроволнового фонового излучения. Примерно на этом месте мы начали повествование в нулевой части книги, пришла пора пойти дальше.

Глава 8

13,8

Исследования и спутники

Хотя открытие и исследование реликтового излучения склонило множество ученых к модели Большого взрыва, в середине 1960-х годов все еще велись споры относительно значения постоянной Хаббла и явного противоречия между предполагаемым возрастом Вселенной и расчетным возрастом самых старых звезд. В течение последующих лет наблюдения постепенно уточнялись, внося некоторую ясность, однако должно было пройти еще три десятилетия, прежде чем новейшая технология привела к столь же важному прорыву, каким было открытие Хаббла и Хьюмасона. Этой новой технологией стал космический телескоп «Хаббл» (Hubble Space Telescope, HST), позволяющий ученым увидеть Вселенную в недостижимых ранее подробностях и завершить калибровку шкалы расстояний на основе цефеид, начатую самим Хабблом. Важность этого аспекта миссии телескопа подчеркнута коллективом работающих с ним исследователей: они назвали своим ключевым проектом определение значения переменной Хаббла с точностью до 10 % или менее с использованием в целом тех же основных приемов, которые применял Хаббл. Все остальное в работе HST, включая прославившие его великолепные фотографии космических объектов, не столь важно.

Долгий триумфальный путь

Заявленной целью Ключевого проекта было использование измерений расстояний по цефеидам до двух десятков галактик (в каждой из них было изучено множество звезд) для калибровки шкалы расстояний и выяснения значения Н. Это был небыстрый процесс. Каждую цефеиду приходилось изучать сразу на двух длинах волн, чтобы нивелировать затемняющий эффект космической пыли, и каждое из таких наблюдений занимало два оборота вокруг Земли (более трех часов). Затем наблюдения приходилось повторять через несколько недель или месяцев, чтобы выяснить период конкретной цефеиды. Уже после запуска HST в апреле 1990 года в оптике телескопа обнаружился дефект. Его удалось устранить лишь в декабре 1993 года, направив к спутнику миссию с людьми на борту, таким образом, Ключевой проект, по сути, начался лишь в 1994 году. Когда телескоп начал передавать первые результаты и они были донесены до научного сообщества (хотя на их основе еще нельзя было сделать вывод о значении постоянной Хаббла), дискуссии о шкале расстояний во Вселенной вновь оживились. На этом этапе свой скромный вклад в эту историю удалось сделать и вашему покорному слуге.

Первые результаты Ключевого проекта позволяли оценить значение постоянной Хаббла примерно в 80 обычных единиц, но с погрешностью примерно в 20 %, то есть истинное значение могло составлять и 64, и 96. Вспомнив замечание Эддингтона о заурядности Млечного Пути, я с уверенностью заявил коллегам по Сассекскому университету, что если Млечный Путь – лишь обычная спиральная галактика, то наиболее вероятное значение лежит ближе к нижней границе этого диапазона (мое замечание было сделано после семинара по этой теме, ведущий которого настаивал на более высоком значении). Чем больше величина Н, тем ближе должны находиться окружающие галактики и тем мельче оказывается их истинный размер, делая нашу Галактику континентом среди островков.