Хаббл. Расширение Вселенной

ГЛАВА 4 Гомогенность Вселенной

Физики-релятивисты исходили из космологического принципа гомогенности и изотропии Вселенной. Но был ли совместим этот принцип с наблюдениями? Хаббл проверил теорию с помощью 100-дюймового телескопа Маунт-Вилсона, однако ему нужна была еще одна, более основательная проверка. Для этого в распоряжении ученого уже имелся 200-дюймовый телескоп в Маунт- Паломаре, но сердечный приступ прервал эту работу.

Изучать деятельность Хаббла лучше, помещая ее в соответствующий исторический контекст, в котором теоретические разработки на шаг опережали наблюдения. Часто они становились стимулом для практических исследований и в любом случае нуждались в подтверждении опытом. Гомогенность Вселенной, которая принималась релятивистами как данность, требовала исследований с помощью телескопов. Хаббл в конце жизни взялся за эту задачу и значительно приблизился к результату, хотя предполагаемая гомогенность Вселенной даже сегодня не является полностью доказанной.

С давних пор философы и физики задавались вопросом, является ли Вселенная конечной в пространстве и во времени. Существовали самые разные философские течения, защищавшие противоположные точки зрения по этим двум вопросам. Практически все ответы основывались на логических рассуждениях, потому что физики, которая могла бы рассматривать Вселенную в целом, не существовало.

Эта наука появилась только благодаря Эйнштейну с его общей теорией относительности, начала которой были заложены в программной статье ученого 1915 года. Рассматривать Вселенную как единое целое стало возможным только после появления этой революционной теории. Согласно представлениям молодого Эйнштейна-философа и некоторых его предшественников, идеальная Вселенная — конечная во времени, стационарная и статичная, то есть вечная, неизменная, неподвижная.

Любопытен тот факт, что во Вселенной Эйнштейна выполняются все его формулы, хотя сама идея о статичной и вечной Вселенной не следует из его уравнений — это базовая философская концепция. На самом деле философские идеи, свойственные Эйнштейну, были сформулированы задолго до него. Вселенная была вечной и статичной еще у греческого ученого Аристотеля (384-322 до н.э.), также это представление было характерно и для более поздних философов.

Однако до появления общей теории относительности идею Аристотеля трудно было использовать в качестве научной гипотезы: она не совмещалась с так называемым космологическим принципом. Согласно этому принципу Вселенная гомогенна (то есть все ее точки равноправны) и изотропна (равноправны все направления).

Космологический принцип с философской точки зрения выглядит привлекательно. Мы живем в любой точке Вселенной, все точки которой равноправны. Мы вынуждены принять этот принцип, потому что если точка наших наблюдений является исключительной, мы не можем ничего сказать о Вселенной в целом.

Но если все точки равноправны, то невозможно представить себе Вселенную, имеющую предел. В такой Вселенной должны быть центр и края, а согласно классической концепции центр и края все же различаются. Наблюдатель в центре видел бы галактики одинаково во всех направлениях, а наблюдатель на краю видел бы галактики, находящиеся в одном полушарии, и не видел бы ни одной из другого. Классически Вселенная молодого Эйнштейна не могла существовать.

Но общая теория относительности обходила это препятствие. Так как пространство могло быть искривленным, можно было представить себе конечную Вселенную без края.

Это сложно понять человеку, не стоящему на релятивистских принципах, поэтому популяризаторы науки прибегают к следующему сравнению, которое использовал и Хаббл.

Прошедшее время конечно, будущее время бесконечно.

Эдвин Хаббл в своей книге «Наблюдательный подход к космологии» (1937)

Представим себе двумерных существ, а не трехмерных, как мы. Они живут не в плоском двумерном пространстве, а на сферической поверхности, то есть в искривленном пространстве. Сферическая поверхность — это вся их Вселенная, они не понимают, что можно выйти за ее пределы или переместиться в ее центр. Для них Вселенная конечна, потому что они могут переместиться в любую ее точку за конечный отрезок времени, но они не могут достичь края Вселенной, потому что, сколько бы они ни шли, они не могут обнаружить линию, определяющую границы Вселенной. Если применить эту концепцию к трехмерному миру, мы приблизительно поймем, что представлял себе Эйнштейн до того, как применил свои уравнения ко всей Вселенной. Согласно его преставлениям, если бы мы запустили луч света прямо, то из-за кривизны пространства он, пройдя свой путь, вернулся бы к нашему затылку.

Так относительность позволяла совместить космологический принцип и пространственные пределы Вселенной. Относительность делала возможным союз философии Аристотеля с физикой.

Космологический принцип прекрасен. Но... верен ли он?

Этот принцип позволяет изобретать прекрасные теории, однако совместим ли он с наблюдениями? И здесь ключевой фигурой становился такой наблюдатель, как Хаббл. Принцип не нужно доказывать, но он должен подтверждаться наблюдениями.

Однако прежде чем поговорить о Хаббле с его 100-дюймовым телескопом, представим, как мы тихонько пробираемся в кабинет Эйнштейна и наблюдаем за его работой. Вот ученый записывает формулы. Что это за формулы? Вначале он предложил уравнения, которые показались ему самыми простыми. Но эта попытка оказалась неудачной: согласно этим уравнениям Вселенная... расширяется. Но этого не может быть, это абсурдно: Вселенная должна быть статичной. Тогда Эйнштейн меняет свои уравнения, добавляя к ним еще одну переменную — космологическую постоянную А. Эта константа объясняла расширение Вселенной, без которого самогравитация заставила бы Вселенную коллапсировать, стянуться в одну точку, что было равнозначно ее разрушению.

С помощью этой небольшой хитрости ученый достиг своей цели. Воспользовавшись космологической постоянной, Эйнштейн представил нам модель Вселенной, которая была статичной (не двигалась), стационарной (неизменной) и конечной в пространстве. Эту космологическую постоянную сегодня можно было бы назвать темной энергией, так что можно сказать, что понятие темной энергии было введено еще Эйнштейном.

Почти одновременно де Ситтер нашел другое решение уравнений Эйнштейна, верное только для вселенной с низкой плотностью, идеально — для вселенной без материи. Однако решение не было статичным, поэтому оно не понравилось Эйнштейну. Вселенная де Ситтера расширялась, и тогда было предсказано, что v = H₀r, что вызвало раздражение Хаббла, и успокоил его только примирительный тон мудрого нидерландца, но об этом мы уже говорили.

Прошло достаточно много времени, пока не нашли решение уравнений Эйнштейна, приемлемое сегодня и справедливое для любых периодов, за исключением времени, равного долям секунды, когда относительность не может применяться. Решение было найдено независимо друг от друга русским ученым Александром Фридманом между 1922 и 1924 годом и бельгийцем Жоржем Леметром в 1927 году. Несмотря на то что модель Леметра появилась позже, считается, что она полностью самостоятельна: Леметр ничего не знал о статьях Фридмана, опубликованных на немецком языке.

В 1823 году немецкий астроном Генрих Вильгельм Ольберс (1758-1840) сформулировал парадокс, который следует из одной естественной мысли, приводящей нас прямо в сердце космологии. Представим, что галактики распределены по Вселенной более или менее гомогенно. Разделим окружающее нас пространство на слои, словно в луковице. Свет от удаленного слоя будет затухать пропорционально r². Но если в любой точке неба мы можем обнаружить звезду и если бы слоев было бесконечное множество, то мы на Земле по ночам видели бы сияющие небеса. Однако это не так. Самый простой способ разрешить этот парадокс — представить, что свет от удаленных галактик еще не успел дойти до нас.

Зато эти работы прочел Эйнштейн, тут же заявивший, что это решение неприемлемо. Такую же реакцию вызвала у него и работа Леметра, потому что она также противоречила статичной модели. Однако за этим последовала переписка Эйнштейна с Фридманом и устная дискуссия с Леметром, и наш швейцарец принял математическое дополнение своих уравнений, которое сделали эти двое ученых. Эйнштейн не считал, что Вселенная является именно такой, какой видели ее Фридман и Леметр, но признавал корректность их математических рассуждений, и это признание делает ему честь.

Вселенная Фридмана и Леметра расширялась, это расширение происходило (только на современном этапе и в недавнем прошлом) по закону, известному нам как закон Хаббла, v = H₀r. На самом деле это простое линейное уравнение было частью более общего уравнения, о котором мы уже говорили:

v→ = H(t)r→,

где H(t) — функция времени, которую эти модели позволяли найти на протяжении жизни Вселенной. Были описаны три типа Вселенной, и все они предполагают Большой взрыв (хотя сам этот термин появился гораздо позже), то есть начало Вселенной, которое Фридман назвал Erschaffung («творение»), а Леметр — «примитивным атомом» и даже «изотопом нейтрона» (он решил, что изначально существовали только нейтроны, распадающиеся на протон и электрон, — в то время были известны только эти частицы). Это были следующие модели.

1 .Закрытая Вселенная, в которой расширение прекращается и начинается сжатие, что приводит к коллапсу Вселенной, названному Большим сжатием (big crunch) — в противоположность Большому взрыву, кривизна этой Вселенной положительная.

2. Открытая Вселенная, в которой расширение длится бесконечно; ее кривизна отрицательная.

3. Критическая Вселенная, или Вселенная Эйнштейна — де Ситтера, или плоская Вселенная; ее кривизна нулевая. Эта самая простая модель, в ней расширение будет вечным, но в бесконечности его скорость стремится к нулю. Плотность типа р α t^-2, хотя в прошлом с z = 10000 (приблизительно) во Вселенной доминировал свет, а не материя, и плотность излучаемой энергии была пропорциональна t½.

Эйнштейн в конце концов принял модель Большого взрыва, особенно после разговора с Хабблом, хотя у него и вызывала сомнения терминология: само слово «космологический» (отцом которого считают Эйнштейна) и Большой взрыв, навевающий религиозные ассоциации.

Значительно позже парадокса Ольберса, в 1948 году, возникла теория, конкурировавшая с теорией Большого взрыва. Речь идет о теории стационарного состояния, предложенной Фредом Хойлом, Томми Голдом и Германом Бонди. Эта теория, сегодня опровергнутая, соперничала с теорией Большого взрыва в течение большей части XX века. Стационарная Вселенная, как это следовало из ее названия, находится в стационарном,неизменном состоянии, но она не статична, то есть можно было наблюдать движение — движение расширения, которое на тот момент подтверждалось наблюдениями. Уменьшение плотности при расширении компенсировалось постоянным созданием новой материи. Хойл использовал термин Большой взрыв (big bang), чтобы поиронизировать над моделями, в которых предполагалось, что Вселенная имела начало во времени и материя в ней при этом имела бесконечную плотность. Однако эта насмешка закрепилась в качестве названия теории Фридмана и Леметра, принятой впоследствии Эйнштейном. Пока решалась судьба теории Большого взрыва и теории стационарного состояния, одни связывали Большой взрыв с идей Бога-творца, а другие предпочитали атеистическую теорию стационарного состояния. Этот спор захватил очень многих.

Британский астроном Фред Хойл.

Виллем де Ситтер, один из самых уважаемых космологов- релятивистов.

Жорж Леметр, которому мы обязаны первой формулировкой теории Большого взрыва.

Альберт Эйнштейн во время посещения Маунт-Вилсона в 1931 году. На фото мы можем увидеть Хаббла (во втором ряду второй слева) и Уолтера Адамса (в центре в шляпе).

Современная космология признает существование темной материи и темной энергии. Сегодняшние представления о составе Вселенной отражены на диаграмме.

Можно посчитать, что эти названия появились недавно, но это не так. Космологическая постоянная, которую ввел Эйнштейн в 1915 году, объясняет возможность существования темной энергии. Темная материя была открыта болгарским астрономом Фрицем Цвикки в 1933 году. Он применил теорему о вириале к скоплению Кома и сделал вывод о том, что в этом скоплении должна присутствовать невидимая материя, потому что в противном случае высокие скорости галактик рассеяли бы это скопление или оно имело бы большие размеры. Представлены три возможных типа распределения темной материи в скоплении галактик: в виде большого гало, при этом в отдельных галактиках темной материи нет (рисунок 1); каждая галактика имеет собственное гало из темной материи (рисунок 2); смешанный вариант — галактика с темным гало внутри большого темного гало скопления (рисунок 3). Третий вариант сегодня считается наиболее вероятным, так что предлагаем новую скороговорку: не галактики с гало и не гало галактик, а галактики с гало внутри гало галактик.

Вселенная де Ситтера, в которой доминировала космологическая постоянная, — это Вселенная будущего, потому что космологическая постоянная предполагает расширение, а расширение влечет уменьшение плотности Вселенной и, соответственно, уменьшение самогравитации. Вселенная де Ситтера — это Вселенная большого разрыва (big rip), в которой расширение со временем все сильнее, — на языке математики это называется экспоненциальным расширением.

Любопытно, что модель Вселенной де Ситтера, хотя и появилась достаточно рано, применима не только к будущему, но и к настоящему, потому что сегодня темная энергия если не определяет структуру Вселенной, то по крайней мере играет в ней важную роль.

В первоначальной Вселенной, вероятно, сложилась похожая ситуация, так как установлен период инфляционного экспоненциального расширения. Но гипотеза инфляционного расширения не была связана с исследованиями Хаббла — ее начал развивать американский физик Алан Гут (1947), и его первая модель была представлена в 1980 году, то есть много лет спустя после смерти героя нашей книги.

Если Вселенная расширяется, нам нужно знать ее величину в каждый момент истории. Но так как мы не отвергаем и возможности того, что Вселенная бесконечна, функция для определения величины должна быть релятивистской. Представим, что галактика сегодня находится от нас на расстоянии 100 Мпк. Через какое-то время из-за расширения Вселенной она может оказаться на расстоянии 200 Мпк. В этом случае мы говорим, что масштабный фактор равен 2. Обозначим эту величину через а. Масштабный фактор — это функция времени, привязанная к функции Хаббла с помощью

1/a(t) da(t)/dt = H(t)

где a(t₀) = 1 является частью определения. Сегодня масштабный фактор при t = t₀ по определению равен единице. Одна из базовых задач космологии — узнать функцию a(t), и это позволит нам увидеть, как менялась a(t) согласно разработанным моделям. Историю космологии как науки можно представить как постепенное выявление функции a(t). Далее мы опишем, как был выяснен масштабный фактор и появились математические графики, описывающие «эволюцию эволюции» Вселенной.

Начнем с трех моделей, которые можно назвать классическими. Они соответствуют Вселенной с доминирующей материей (как сегодня) и без космологической постоянной. Начнем со Вселенной Эйнштейна — де Ситтера. В ней

a(t) α t^⅔

Математическое описание открытой или закрытой Вселенной будет иметь более сложный вид. Но вместо того чтобы писать математическое выражение, представим Вселенную графически на рисунке 1 (следующая страница). На самом деле сейчас а равно 1, поэтому больше подойдет рисунок 2, где t = 0, а время, прошедшее с Большого взрыва, зависит от типа Вселенной. Во Вселенной Эйнштейна — де Ситтера от Большого взрыва до настоящего момента прошло ⅔ времени Хаббла.

Масштабный фактор в случае закрытой Вселенной — это циклоида, то есть кривая, описываемая точкой на окружности, которая, словно колесо, катится без скольжения, как показано на рисунке 3. Как мы можем увидеть, в этой функции ноль соответствует Большому взрыву, затем функция растет до максимального значения, после чего расширение превращается в сжатие и, наконец, в Большое сжатие. Колесо может сделать бесконечное число оборотов, и циклоида будет бесконечной. Но мы не знаем, является ли Вселенная бесконечной последовательностью больших взрывов и больших сжатий. Известно лишь, что во время отскока при Большом сжатии релятивистские формулы не выполняются. Мы никак не можем описать Вселенную подобной плотности и температуры.

РИС. 1 Классические модели Фридмана.

РИС. 2 Эта схема такая же, как предыдущая, но в ней нулевое время зависит от модели. Точкой обозначена исходная модель Эйнштейна, в которой не было временного изменения.

Но во Вселенной не всегда доминировала материя. Природа Вселенной менялась за время ее существования, и сегодня известно, что ранее а = 10^-4 во Вселенной доминировало излучение. Это была сияющая Вселенная: плотность энергии излучения была больше энергии покоя материальных частиц. В ту эпоху а α t^-½, и мы можем нарисовать кривую a(t) для большего временного интервала (рисунок 4).

РИС. 3 Закрытая Вселенная Фридмана описывает кривую, называемую циклоидой.Такую кривую описывает точка А, расположенная на ободе колеса, которое катится без проскальзывания.

РИС. 4 Вселенная с доминирующим излучением и доминирующей материей. Представлена только критическая Вселенная. Ввиду доступности для наблюдений указано положение, соответствующее реликтовому излучению.

РИС. 5 Критическая Вселенная, в которой доминируют излучение, материя и темная энергия.

РИС. 6 Критическая Вселенная с фазами инфляции, излучения, темной материи и энергии.

Но во Вселенной будущего доминирует не материя, не излучение, а космологическая постоянная Л, или, в более общей форме, темная энергия. В этом случае в будущем Вселенная будет вести себя как Вселенная де Ситтера. Это была первая опубликованная модель Вселенной будущего. В ней

a(t) α еKt,

так что мы можем постепенно реконструировать эволюцию Вселенной (рисунок 5). Когда придет будущее, описанное де Ситтером? Можно сказать, что оно уже начинается.

Мы не будем подробно анализировать инфляционную эру, так как эти модели разрабатывались уже после смерти Хаббла, но для того чтобы дать полную картину, скажем, что в первоначальную эру расширение можно было описать с помощью экспоненциальной функции, как в предыдущей формуле. При этом мы можем описать историю расширения Вселенной, показанную на рисунке 6. Эта сложная схема с частыми качественными изменениями отражает множество исследований, проводимых в течение последнего века.

Также мы можем начертить график функции H(t). На рисунке 7 (следующая страница) мы видим, что Хаббл смог наблюдать только небольшой временной интервал, который является практически единственным доступным для наблюдения. В действительности у нас есть другой маленький интервал, при котором 7 примерно равно 1100, когда произошел выброс реликтового излучения.

Кроме функции a(t) нам интересно знать, как менялась плотность Вселенной. Мы представим это изменение только для критической Вселенной Эйнштейна — де Ситтера, так как именно она лучше всего соответствует современным данным (и современные теории инфляции для первоначального времени подтверждают ее). На рисунке 8 представлена плотность в зависимости от времени критической вселенной, р(t) α t², и соответствующая эпохе темной энергии.

Также для полноты картины, не претендуя на реальное описание (поскольку это не является темой нашей книги), рассмотрим, как менялась температура Вселенной. На рисунке 9 представлена T(t). Примерно для z < 10^-10 Вселенная в основном содержала нейтрино, электроны, позитроны и фотоны. Обычная материя (барионы, такие как протоны и нейтроны)

и темная материя присутствовали, но в меньшем количестве.

РИС. 7 Изменение функции Хаббла в критической Вселенной Эйнштейна — де Ситтера и во Вселенной де Ситтера. t₀ — настоящее время.

РИС. 8 Схема варьирования плотности.

Все частицы находились в термическом равновесии. Тогда пары нейтрино распались, позитроны и электроны взаимно уничтожили друг друга, что увеличило температуру фотонов и материи. Затем распались пары фотонов. Температура барионов поднялась до критических значений, сформировались первые звезды. Все это происходило относительно недавно, в эпоху, называемую реионизацией.

РИС. 9 Изменение температуры. Температуры фотонов, барионов и нейтрино менялись по-разному.

В 1932 году Хаббл предложил изучать распределение туманностей в пространстве. Для этого он использовал 60- и 100-дюймовые телескопы, а также 36-дюймовый телескоп Ликской обсерватории на Маунт-Хамильтоне. Над этой базовой проблемой космологии работал студент Хаббла Ник Майал. Он искал ответы на вопросы: гомогенно ли распределение туманностей? изотропно ли оно?

Говоря «гомогенное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любой точке Вселенной; все точки пространства Вселенной в этом смысле равноправны.

Говоря «изотропное распределение», мы хотим сказать, что плотность галактик одинакова в любом направлении, которое мы наблюдаем; все направления эквивалентны. При этом можно доказать, что изотропия подразумевает гомогенность, но не наоборот. Гомогенность не подразумевает изотропии.

Однако одинаковая плотность галактик во всех точках Вселенной представляет собой огромную проблему. Нужно брать за точку отсчета очень крупные структуры, содержащие статистически большое количество галактик, а затем считать галактики в них. Основная трудность, особенно в те времена, состояла в том, что расстояния не были известны с абсолютной точностью,— это касалось в первую очередь галактик, для которых был неприменим метод цефеид. Для подтверждения гомогенности Вселенной требуется очень много наблюдений. Мы можем изучать статистическое распределение потоков туманностей, наблюдаемых здесь, на Земле. Функция статистического распределения — особая функция при гомогенной Вселенной. (Можно доказать, что количество галактик со звездной величиной m пропорционально 10 ^0,6m в случае гомогенности.)

Это очень важные проблемы, поскольку если мы можем оценить массу галактик, пусть и с определенной погрешностью, это означает, что мы можем рассчитать массу Вселенной. Но точный ответ на вопрос о массе Вселенной неизвестен до сих пор. Поведение Вселенной зависит от ее плотности. Но какова плотность Вселенной вокруг нас? Эта плотность одинакова в каждой ее точке?

Также нельзя забывать о проблеме затемнения, вызванного межгалактической пылью, которая не позволяет нам наблюдать галактики, расположенные под углом к плоскости симметрии Млечного Пути. Нужно было провести оценку в зонах рядом с галактическим Северным полюсом (наблюдения на Южном галактическом полюсе невозможны, потому что его можно рассмотреть только с помощью телескопов в Южном полушарии, а они не обладают необходимыми характеристиками для этого).

К сложностям наблюдения добавлялись и социальные проблемы. В США шла депрессия, Майал страдал от безденежья, с ним не хотели продлевать контракт, он мечтал стать Хабблом из Южного полушария, хотя не располагал телескопами необходимой мощности. И все же он продолжал наблюдения. У Майала с Хабблом складывались теплые и даже дружеские отношения: студент был искренним почитателем таланта своего наставника, а восхищаться Хабблом издалека было легче, чем работая с ним плечом к плечу.

В 1934 году вышла первая работа Хаббла «Распределение внегалактических туманностей». Она опиралась на огромное количество наблюдений, при этом основная нагрузка легла на плечи Хьюмансона и Майала. Хаббл отбросил сомнительные галактики и сконцентрировал внимание «всего» на 44 тысячах галактик. На основании этих статистических выкладок стал очевиден основной вывод: большая часть Вселенной, которую может наблюдать человечество, на самом деле гомогенна. Результат работы заслуживал восхищения. Возможно, он был сформулирован под влиянием древних философов, а также релятивистской теории. Быть может, Хаббл предполагал нечто подобное еще до начала исследований. Но начиная с этого момента можно было отбросить догадки и предположения. Вывод основывался на точных данных.

Итак, если плотность материи одинакова во всех точках Вселенной, чему она равна? Хаббл изложил расчеты, не прибегая к излишнему теоретизированию, в популяризаторском ключе: «грамм в объеме тысячи объемов Земли». Объем Земли равен 10²⁷см. Плотность, вычисленная Хабблом, была примерно равна 10³⁰ г/см³. Эта величина удивительно похожа на принятую сегодня для видимой массы критической Вселенной.

Альберт Эйнштейн решил на два месяца поехать в Пасадину, чтобы понять, над чем работали в Маунт-Вилсоне и Калтехе. Его сопровождала его вторая жена Эльза Эйнштейн, занимавшаяся расписанием ученого и защищавшая своего мужа от тысяч любопытных, желавших поглазеть на «самого умного человека в мире». Эйнштейну тогда был 51 год, Хабблу — 42.

Во время визита в Пасадину в 1931 году Эйнштейн был уже всеобщим любимцем из мира науки. Он был довольно остроумен, многие его высказывания становились афоризмами. Ученого постоянно приглашали в научные и культурные учреждения, и эти визиты собирали множество посетителей. Эйнштейну нравилась такая популярность. Он был не только одним из величайших ученых всех времен, но также отличался изобретательностью, любовью к импровизации и хорошей шутке. Конечно, такую популярность невозможно выносить 24 часа в сутки, поэтому Эльза планировала его расписание: встречи с публикой, приглашения, выступления, личная жизнь. Да, Эйнштейна любили, но оборотной стороной этого всеобщего восхищения была необходимость защищаться от любопытной толпы.

Эйнштейн смог полностью изменить основы физики, используя в качестве инструмента только собственную голову. Несомненно, он был звездой научных и общественных собраний, лакомой добычей для ненасытных фотографов и журналистов.

Этот необычный человек утверждал, что пространство и время зависят от наблюдателя, что энергия и масса — одно и то же, что ничто в мире не может перемещаться так же быстро, как свет, что пространство искривлено. Он перевел понятие гравитации в чисто геометрическую сферу. Он объяснил смещение перигелия Меркурия, описал отклонение света, испускаемого звездой, при прохождении его рядом с Солнцем, предсказал красное смещение света из гравитационного ноля и заложил основы понимания Вселенной.

Эйнштейн, представлявший теоретическую космологию, и Хаббл — лицо космологии наблюдательной — должны были встретиться. Чего можно было ожидать от этой встречи? Если задуматься, она вполне могла обернуться сущим кошмаром. Что может быть общего между Хабблом, проводившим астрономические наблюдения в военной форме, управлявшим телескопом по звуку сигнальной трубы, жившим по законам военного лагеря, и самым ироничным из антимилитаристов? Именно Эйнштейну принадлежат слова:

«Тот, кто довольно марширует под музыку в строю, уже заслужил мое презрение. Мозгом он был наделен по ошибке, ему вполне было бы достаточно и спинного мозга».

Как мог человек, на дух не переносивший военных, поладить с Хабблом? Конечно, приведенные выше слова относились к нацистам. Но все же один был пацифистом, а второй — добровольцем в двух войнах; один совершенно не придавал значения своей одежде и внешнему виду, а второй заказывал гардероб у английского портного... Они были полной противоположностью друг друга, как же они нашли понимание?

Хаббл был не только высоким, но и высокомерным. Он гордился своим ростом; Эйнштейн не понимал его английского, так что для бесед пришлось воспользоваться услугами переводчика.

Еще более серьезным препятствием, которое разделяло двух гениев непреодолимой интеллектуальной стеной, был тот факт, что Вселенная, описанная Эйнштейном, была статичной, а Вселенная, наблюдаемая Хабблом, — динамичной.

Словом, от этой встречи стоило бы ожидать шумного столкновения. Но великие ученые оказались выше своих предпочтений: они не только поняли друг друга — эта встреча стала решающей в истории науки.

К обсерватории подъехал автомобиль. На заднем сиденье Эйнштейн разместился посредине, Хаббл — справа, Адамс — слева. Они осмотрели солнечный телескоп, используемый для подтверждения теории относительности, и 100-дюймовый телескоп. Эйнштейн никогда не видел оборудования столь огромных размеров. Он живо заинтересовался всеми деталями, поднялся на лестницы, которые вели к разным платформам, сфотографировался с Хабблом и другими на карнизе, огибающем основание купола и устроенном для ремонтных работ, а Адамс только хватался за голову от ужаса: не дай бог, если с гостем произойдет несчастный случай.

Эйнштейна пригласили понаблюдать не только за самыми эффектными небесными телами, которые обычно показывали публике, но и за звездами Сириус А и Сириус Б. А был красным гигантом, Б — белым карликом. Белые карлики имеют массу, схожую с солнечной, при размерах, сопоставимых с земными. Эйнштейн предположил, что из-за гравитационного отклонения спектральная полоса Сириуса Б должна иметь красное смещение. Проще говоря, свет, испускаемый звездой, должен преодолеть потенциальное гравитационное притяжение. Фотон может потерять энергию при уменьшении частоты согласно квантовому уравнению E = hv, что предполагает красное смещение. Нужно заметить, что теория относительности развивалась не в рамках квантовой физики, поэтому Эйнштейн делал свой прогноз не на основании квантовых построений. Но если белый карлик не входит в бинарную систему, нельзя узнать, зависит ли покраснение от ее удаления. Прогноз Эйнштейна подтвердился с другим белым карликом, но 100-дюймовый телескоп и Сириус Б помогли подтвердить это предположение.

Альберт Эйнштейн в 1931 году.

Разговаривая уже на базе Маунт-Вилсона в Пасадине, кто- то сказал фрау Эйнштейн, что 100-дюймовый телескоп был важен для определения структуры Вселенной. Она ответила: «Возможно, возможно... мой муж делает ото на обороте использованного конверта».

Эдвин и Грейс пригласили Альберта и Эльзу Эйнштейнов на ужин со звездой кинематографа Дорис Кеньон, которая очень поладила с Эльзой. Впоследствии красавица-актриса продолжила общение с физиком и его женой, и Альберт даже подарил ей книгу с небольшим стихотворным посвящением.

В кабинете Эйнштейна во время его работы постоянно присутствовал скульптор, лепивший его бюст. Рассказывают и другую забавную историю: якобы у Эйнштейна был сотрудник, готовый в любой момент решить все вопросы, возникавшие у ученого, и однажды он срочно вызвал к себе этого сотрудника. Тот без промедления прибежал на помощь. Увидев его, Эйнштейн произнес: «А, это вы? Я только хотел спросить, как, черт возьми, использовать эту открывашку?»

С научной точки зрения замечательным было то, что к концу визита Эйнштейн поразил всех еще одним открытием. Он признал, что его концепция Вселенной ошибочна и ее структура на самом деле не статична, как он первоначально предполагал. Эйнштейн подтвердил справедливость заключений Эдвина Хаббла из Маунт-Вилсона, сделанных на основе его наблюдений, и физика Ричарда Толмана из Калтеха, который с помощью теории относительности подтвердил результаты, полученные Леметром.

В последующем, когда Эйнштейн приезжал в Пасадину, его приемом по просьбе Роберта Милликена занималась Грейс. Она возила гостя на конференции или в другие места, куда ему нужно было попасть. Проблемой оставался языковой барьер: Эйнштейн так и не научился свободно говорить по-английски, а Грейс не знала немецкого. Они оба знали французский, но в недостаточной для общения степени. Однажды Эйнштейн даже сделал Грейс комплимент — несомненно, от всей души, но по-английски он звучал довольно неуклюже: Your husband’s work is beautiful and he has beautiful spirit («Работа вашего мужа прекрасна, и у него прекрасный дух»).

После того как Эйнштейн подтвердил модель Вселенной Леметра и Хаббла, жизнь Эдвина и Грейс сильно переменилась. Хаббл стал популярен не только в научном сообществе, но и среди широкой публики, почти так же, как сам Эйнштейн. США считали национальным героем астронома, который смог доказать, что самый умный человек в мире ошибался.

С тех пор, как мы уже говорили, Хабблы начали вести очень активную социальную жизнь. Они стали очень популярны, их везде приглашали и воздавали им почести. Как и Эйнштейна, их ждали в самых аристократических салонах — может быть, с той разницей, что Эйнштейна приглашали как остроумного и экстравагантного человека, достойного восхищения, а Хаббл и его жена были такими же, «как они сами», и ничем внешне не отличались от представителей высших слоев общества.

Хаббл стал новым героем Соединенных Штатов, а Маунт- Вилсон превратился в место паломничества. По воскресеньям туда стекалось до 4000 посетителей, так что для них пришлось построить гостиницу и выделить время для посещений. Профессиональные астрономы по очереди проводили экскурсии, популярно объясняя посетителям тонкости своей науки. Это увеличивало доходы Маунт-Вилсона, но мешало наблюдениям.

У Эйнштейна в Пасадине состоялось несколько интересных встреч. Одна из них — с Альбертом Майкельсоном (1852-1931), нобелевским лауреатом по физике 1907 года. В то время считалось (и так думают по сей день), что эксперимент Майкельсона и Морли стал отправной точкой, экспериментальным вдохновением теории относительности. Майкельсон продемонстрировал Эйнштейну устройство, с помощью которого он доказал, что скорость света постоянна и не зависит от источника излучения. При этом концепция эфира как среды, по которой распространяются электромагнитные волны, больше была не нужна. К сожалению, нигде не зафиксировано, сообщил ли Эйнштейн Майкельсону, что на создание теории относительности его вдохновил отнюдь не эксперимент старшего коллеги. Скорее наоборот, этот эксперимент в лабораторных условиях позволил подтвердить релятивистские постулаты.

Фотография группы физиков Маунт-Вилсона в 1931 году. Слева направо: Уолтер Адамс, Альберт Майкельсон, Уолтер Мейер (ассистент Эйнштейна), Эйнштейн, Макс Фарранд (из Хантингтонской библиотеки) и Роберт Эндрюс Милликен.

Хаббл получил довольно много наград, особенно после признания его заслуг самим Эйнштейном. Однако главная награда — Нобелевская премия — ему не досталась. Причина была в том, что при жизни Хаббла Шведская академия не считала астрономию частью физики. Потом подход изменился, и астрономы часто становились лауреатами премии. После того как было принято решение награждать астрономов наряду с остальными физиками, по инициативе Субраманьяна Чандрасекара и с согласия всех членов уполномоченной комиссии Хаббл был предложен в качестве следующего лауреата.

Для того чтобы получить премию, Грейс и Эдвин наняли рекламного агента, который должен был заниматься имиджем ученого в прессе и на радио. Тот успешно выполнял свою работу, и в прессе появилось много пафосных заголовков. Например, стала популярной фраза «Напасти, напасти, труд и Хаббл» (Trouble, trouble, toil and Hubble), «Паломничество в вечность» и другие. Но в этот год Хаббл умер, а Шведская академия не награждала премией посмертно.

Когда директор престижного Технологического института Карнеги в Питтсбурге серьезно заболел, Хабблу предложили занять его место. Шел 1934 год, 45-летний Хаббл находился на вершине научной карьеры, но он много путешествовал и вел активную общественную деятельность, поэтому ученый вынужден был отказаться от этого, несомненно, лестного предложения. Ему предлагали кафедры с зарплатой значительно выше 6000 долларов, которые он получал в May нт-Вил соне, но Хаббл не испытывал финансовых затруднений и понимал, что его успехи во многом зависят от двух помощников: одним из них был Мильтон Хьюмансон, другим — 200-дюймовый телескоп в Маунт-Паломаре.

Одной из наград, которую больше всего ценил англоман Хаббл, стало почетное звание доктора наук Оксфорда, присвоенное ему в 1934 году. Для получения этого звания Хаббл с удовольствием прошел все процедуры согласно старинной традиции и произнес речь Red Shifts in the Spectra of Nebulae («Красное смещение в спектрах туманностей»). Ученый был прекрасным оратором и с годами становился все красноречивее. Чтобы получить звание, Хабблы отправились в Европу и, как и прежде, воспользовались случаем совершить целое европейское турне. Они побывали во Франции, Германии, Бельгии. И руководитель Хаббла Адамс раздраженно записывал в своей книжечке, сколько дней отсутствовал высокомерный астроном в Маунт-Вилсоне, развлекаясь, не работая и при этом получая жалованье.

В 1935 году Хаббла пригласили прочесть восемь лекций, организованных Мемориальным фондом Силлимана. Престиж этих лекций был подтвержден великими учеными, которые участвовали в этом проекте до Хаббла: среди них были Джозеф Джон Томсон (1856-1940), новозеландец Эрнест Резерфорд (1871-1937) и датчанин Нильс Бор (1885-1962).

В 1938 году Хаббл получил Золотую медаль Тихоокеанского астрономического общества — этой награды прежде удостаивались англичанин Артур Эддингтон (1882-1944), француз Анри Пуанкаре (1854-1912), американцы Джордж Эллери Хейл (1868-1938) и Уолтер Адамс (1876-1956). Это была высшая награда, присуждаемая в области астрономии.

Вручена она была за вычисление совместно с Хьюмансоном «кажущихся скоростей», равных 1/10 скорости света. Слава англичанина из Миссури росла.

Успех Хаббла во многом был связан с использованием 100-дюймового (2,54 м) телескопа, с помощью которого ему удалось изучить самые отдаленные галактики. Но ученые, в частности первый директор Маунт-Вилсона Джордж Эллери Хейл, мечтали о еще более мощной технике — 200-дюймовом телескопе (5,08 м). Хейл даже подумывал о 300-дюймовом телескопе, но это было вообще за гранью возможного.

Однако директор обсерватории был реалистом. Он осознавал, какие технологические и экономические сложности связаны с изготовлением мощного телескопа, и предложил поработать над этой идеей гениального Фрэнсиса Пиза (1881-1938), инженера Маунт-Вилсона. Возможно, Пиз и подумал, что директор сошел с ума, но не подал виду и взялся за чертежи. Расчеты ошеломляли: один купол должен был занимать объем в восемь раз больший, чем для 100-дюймового телескопа. По оценкам Пиза подобная конструкция должна была стоить шесть миллионов долларов (огромная сумма, причем не окончательная), также для изготовления телескопа требовались новые комплектующие, которые еще нужно было изготовить.

Хейлу нужно было найти такую сумму — в этом могла сыграть роль его непревзойденная способность убеждать. Однако нужны были не только деньги, но и производитель: нужно было решить, кто возьмется за проект, где будет располагаться обсерватория с новым телескопом, кто станет ее директором, кто будет руководить строительством. После серии переговоров с миллионерами — меценатами и филантропами — за финансирование проекта взялся Фонд Рокфеллера, а ответственным научным обществом стали Институт Карнеги в Вашингтоне и обсерватория Маунт-Вилсон.

Выбор места для самого большого телескопа имел огромное значение. После долгих поисков, длившихся пять лет, выбор пал на Маунт-Паломар. Ее вершина находится на высоте 1859 м, это место вблизи от Пасадины, но все же вдалеке от больших городов и связанного с ними светового загрязнения. Обсерватория должна была быть независимой от Маунт- Вилсона и получила название Паломарской.

Располагая пятью чувствами, человек исследует Вселенную вокруг себя, влекомый зовом научных приключений.

Слова Хаббла из The Nature of Science and Other Lectures (1954)

Теперь предстояло выбрать директора новой обсерватории. Все взоры обратились на Хаббла, имевшего наибольший авторитет в Маунт-Вилсоне. Уж он-то, без всяких сомнений, знал, как поступить со всеми данными, которые соберет гигантский аппарат. Но до Института Карнеги дошли слухи о снобизме ученого и его конфликтах с ван Мааненом, Лундмарком, Шепли и многими другими коллегами. К удивлению Хьюмансона и Майала, на пост директора пригласили Макса Мейсона — физика из Института Карнеги.

Технические инновации, технологические вызовы, новые материалы, гигантские монтажные работы, включая перевозку огромного и хрупкого зеркала, — все эти масштабные задачи были решены благодаря воодушевлению Хейла и гению Пиза. Парадоксально, но проект удалось осуществить несмотря на экономическую депрессию в США, которая оставила без работы квалифицированных сотрудников, вынужденных трудиться за меньшие деньги, чем те, к которым они привыкли и которых заслуживали.

Имена Хейла и Пиза не были вписаны большими буквами в историю астрономии, но без таких людей развитие науки невозможно. Да, они не занимались астрономией сами, но позволили заняться ею другим. Паломарская обсерватория стала важнейшим источником данных для всех астрономов вплоть до конца XX века. Коллекция фотопластинок отсюда до недавнего времени хранилась во всех основных библиотеках мира. Наблюдения прекратились в годы Второй мировой войны, и этот перерыв продлился до 1947 года. Хаббл, конечно, также воспользовался 200-дюймовым телескопом, хотя в этот период его научная деятельность уже шла на спад из-за болезней. Можно сказать, что самые крупные достижения ученого были сделаны с помощью 100-дюймового телескопа.

Эдвин Хаббл внутри 200-дюймового телескопа Маунт- Паломар, 2 февраля 1950 года.

Болгарский астроном Фриц Цвикки, пришедший в Калтех в 1925 году.

Космический телескоп «Хаббл», названный в честь Эдвина Пауэлла Хаббла и выведенный на орбиту 24 апреля 1990 года.

Казалось бы, Хейл задумал 200-дюймовый колосс, Пиз его сделал, а Хаббл должен был использовать, но все сложилось иначе: первые двое умерли в 1938 году, до того как великое око взглянуло на небосвод, а последний почти не использовал это техническое чудо.

Большим преимуществом 200-дюймового телескопа было то, что он собирал больше фотонов, а с большим количеством фотонов можно было находить галактики (или другие объекты), которые невозможно обнаружить меньшим телескопом. Кроме того, большое количество фотонов позволяло разделить свет по частотам и получить спектр в большем разрешении. Но существовало и серьезное препятствие: поле зрения телескопа было ограничено. Изучать звездное небо так же сложно, как искать иголку в стоге сена, при этом телескопы играют роль гигантской лупы. Уже обнаруженные туманности 200-дюймовый телескоп позволял изучать лучше, чем раньше, но в поиске новых туманностей помогал не так уж сильно.

Для этого нужен был еще один телескоп с большим полем зрения, пусть и не с таким гигантским зеркалом. Более того, маленький телескоп облегчал поиск туманностей, а уже после обнаружения они могли быть в деталях изучены через 200-дюймовый телескоп. Однако для телескопов с большим полем зрения было характерно искажение изображения, называемое хроматической аберрацией. Решение пришло от скромного эстонского оптика Бернхарда Шмидта, который сконструировал прототип и отправил его в обсерваторию Гамбурга. В модели использовалась корректирующая линза, которая позволяла избежать сферической аберрации. В честь своего создателя такой тип телескопов называется «Шмидт».

Естественно, у великих идей всегда найдутся противники. В нашем случае таким противником стал Шепли, интриговавший против осуществления проекта Паломарской обсерватории. Он скрывал личные мотивы за аргументами общего характера, но тех, кто знал об отношениях Шепли и Хаббла, эта конфронтация не удивляла.

Официальное открытие 200-дюймового телескопа состоялось в 1948 году, были приглашены 800 гостей — несколько нобелевских лауреатов, политики, деятели культуры и просвещения. На мероприятии был открыт бюст Джорджу Хейлу, и новое небесное око было названо телескопом Хейла. Однако запустить телескоп не удалось из-за технических проблем — к немалой радости Шепли. Начался период испытаний, во время которого на телескопе Хейла работал Хаббл и была сфотографирована туманность NGC 2261, но регулярные наблюдения начались только в апреле 1949 года.

Во время Второй мировой войны работа Маунт-Вилсона была прервана: существовала угроза японских налетов со стороны Восточного побережья, и хотя обсерватория не должна была стать объектом бомбардировок, полностью исключить такой риск было невозможно.

А когда угроза атаки японцев начала рассеиваться, многие астрономы и технические сотрудники обсерватории были призваны в армию. В Маунт-Вилсоне остался всего один астроном — Вальтер Бааде, немец по рождению. Его приняли на работу задолго до войны, но он так и не попросил американского гражданства. Все знали, что Бааде не поддерживает нацистские взгляды, но в армию его не взяли из-за недоверия к происхождению. При этом Бааде был совершенно безобиден, и его интересы ограничивались наукой.

В результате единственным астрономом Маунт-Вилсона в годы войны с Германией был немец, который получил 100-дюймовый телескоп в свое полное распоряжение. Бааде вел довольно интересные исследования. Он понял, что звезды в балдже отличаются от звезд в диске. Первые, как и звезды шаровых скоплений, более старые — это выражалось в виде недостатка металлов в спектре. Нужно заметить, что в астрофизике металлом называется любой элемент, за исключением двух самых распространенных во Вселенной и самых легких — водорода и гелия. Звезды в диске были младше, потому что в их спектре было больше металлов.

Эта интерпретация требует пояснений. Звезды производят металлы, которые после смерти частично отдают обратно в межзвездное пространство. Из межзвездного пространства рождаются новые звезды, которые в конце концов тоже возвращают в окружающую среду произведенные металлы. После нескольких поколений звезд среда обогащается металлами, и этот эффект накопления становится причиной того, что молодые звезды содержат много металлов.

Бааде назвал молодые звезды в диске звездами населения I, а старые звезды в балдже и звезды шаровых скоплений — звездами населения II. Возник главный вопрос: если звезды в диске и в балдже разные, возможно ли, что и цефеиды в диске и в балдже также отличаются? И действительно, астроном нашел интересное отличие: периоды цефеид населения II были более длинными, а светимость — большей. Это говорило о том, что Хаббл, который в равной степени пользовался обоими видами цефеид, ошибался при расчете расстояний.

Бааде заново рассчитал расстояния и обнаружил, что Вселенная оказалась вдвое больше, чем представлял Хаббл. Это разрешало одно важное сомнение. Согласно первым расчетам постоянной Хаббла, возраст Вселенной был равен двум миллиардам лет. Однако с помощью радиоактивного распада геологи вычислили, что возраст Земли составляет четыре миллиарда лет, то есть Земля старше Вселенной, что абсурдно. Однако после расчетов Бааде оказалось, что возраст Вселенной должен быть больше, чем считал Хаббл, — примерно четыре миллиарда лет.

Мы находим самые маленькие и слабые [спиральные галактики], их число постоянно растет, мы знаем, что все дальше и дальше углубляемся в космос, так как самые слабые туманности могут быть обнаружены только большими телескопами, и так мы идем к границам известной Вселенной.

Эдвин Пауэлл Хаббл

Конечно, проблема была немного сложнее, потому что из величины постоянной Хаббла нельзя напрямую получить возраст Вселенной, но вмешательство теоретиков было решающим, а они считали, что возраст Вселенной и время Хаббла должны быть величинами одного порядка.

Наверное, Хаббл, находившийся на острове Спесути, встретил эти новости без восторга. Он не очень-то любил, когда ему указывали на ошибки. Но на самом деле эту новость можно было интерпретировать как подтверждение основных выводов Хаббла о том, что Вселенная велика и закон расширения в ней выполняется.

Любой другой астроном обрадовался бы новым данным, которые подтверждали и уточняли его достижение, но не таков был Хаббл. Вернувшись в Маунт-Вилсон, он окончательно разругался с Бааде. Хаббл чувствовал, что его открытия оспариваются, что его задвигают в тень, и эта тревога передалась Хьюмансону.

В 1944 году Уолтер Адамс подал в отставку. Обсерватории нужен был новый директор, и очевидным выбором было назначение на эту должность самого известного астронома Маунт- Вилсона — Эдвина Хаббла. Однако вскоре возникли сомнения относительно его возможностей совмещать административную работу с исследовательской.

Сам Адамс был одним из наиболее убежденных противников этой кандидатуры. Хаббл постоянно отсутствовал на работе: он часто находился в Англии, а если не в Англии, то рыбачил на Рио-Гранде в Колорадо, а если не на Рио-Гранде, то, значит, веселился где-нибудь на званом вечере. Научная деятельность, такая плодотворная и интенсивная в прошлом, отошла для Хаббла на второй план. Он мало знал астрофизику, которая в то время переживала расцвет, поскольку помогала интерпретировать результаты астрономических наблюдений. Хаббл был «в высшей степени индивидуалистом», «англомания стала для него религией». Со стороны Адамса звучали и другие комментарии, лишенные дружелюбия. Отношения бывшего директора с Хабблом и так не были хорошими, а теперь совсем испортились. Хаббл уезжал куда ему было нужно, а в своих статьях он не указывал, что является астрономом Маунт-Вилсона.

Разрешить конфликт и определить, кто станет новым директором, должен был Институт Карнеги. Президент института разделял точку зрения Адамса. Хаббл был хорошим ученым, но в институте мало знали о его отличной работе в военной баллистической лаборатории и считали, что Хаббл не имеет управленческих навыков, что его самонадеянность и эгоцентризм не позволят ему руководить большим коллективом. «Я никогда не обращаю внимания на мелкие особенности межличностных отношений», — сказал президент.

С другой стороны, кандидатуру Хаббла поддерживал Ричард Толман. Астрономы всего мира не могли понять, как можно отказать в такой должности человеку, имеющему столько заслуг. Кроме того, — говорил Толман, — Хаббл придет в ярость, если его не назначат, и из-за обиды он начнет вставлять палки в колеса новому директору. Разумеется, Институт Карнеги не смог интерпретировать этот довод в пользу Хаббла, напротив — посчитал его прекрасным аргументом для того, чтобы не назначать ученого директором.

Также думали о кандидатуре Шепли, но его личные качества вызывали еще большее неприятие. В результате выбор пал на Айру Боуэна из Калтеха, и он казался правильным всем, включая Милликена, Толмана и Адамса. Боуэн не был астрономом, но зато преуспел как физик, он был протеже Милликена, и образование позволяло ему адаптироваться к астрономическим наблюдениям. Кроме того, Боуэн был приветлив, дипломатичен и ловко разрешал межличностные конфликты. Когда решение было принято, оставалась одна проблема: как сказать об этом Хабблу?

Решение предложил сам Боуэн: нужно назначить Хаббла президентом Комитета по научной программе — чисто консультационного органа. Этот пост, конечно, не директорский, но он позволил бы ученому развивать научные проекты, а зарплата директора и президента комитета была примерно одинаковой.

Однако Хаббл был уверен, что только он достоин занять пост директора. Решение Боуэна ему не понравилось, и ученый заявил, что выбор физика вместо астронома очень раздражает. Хаббл предложил Боуэну поступить наоборот: пусть директор станет научным лидером, а его деятельность будет поддерживать исполнительный руководитель, занимающийся вопросами управления. Но решение было уже принято, и Боуэна назначили директором обсерватории.

В конечном итоге эта дипломатия дала хорошие плоды и принесла мир в Маунт-Вилсон. Хаббл смирился: его престиж был сохранен, а научный комитет, президентом которого он стал, так ни разу и не был созван.

В 1949 году Эдвин и Грейс отправились в их любимое место — в гостевой домик на Рио-Гранде, в Колорадо. Эдвин занимался ловлей форели — довольно подвижным видом отдыха для 60-летнего человека. Они жили в тихой, почти безлюдной местности на высоте 2000 метров над уровнем моря. Хабблы отлично проводили время в компании друзей — семьи Кротти.

Там, на Рио-Гранде, у Хаббла и произошел сердечный приступ, который чуть не свел ученого в могилу. Из-за удаленности от цивилизации и трудной доступности это было худшее место в мире для таких неприятностей. Домашний врач Хабблов, доктор Пол Старр, поставил диагноз по телефону и сообщил, где находится ближайшее лечебное учреждение. Это оказалась больница святой Марии в Гранд-Джанкшен, за 150 км. В больнице сестры милосердия и врачи всеми силами старались помочь Хабблам, но это скорее была моральная помощь. Присматривать за известным больным приставили одну из монахинь — она не имела медицинского образования, хотя и стремилась компенсировать его отсутствие заботой и вниманием.

В больнице у Хаббла произошел второй приступ, более сильный. В Гранд-Джанкшен приехал Пол Старр и вместе с врачами и добросердечными монахинями буквально вернул Хаббла с того света. Ученый чудом выжил, и Старр порекомендовал ему забыть о своей работе. Телескопы May нт-Пал омара тоже находились на высоте 2000 метров, и больное сердце ученого могло не выдержать. Дома Хаббл медленно пошел на поправку благодаря своему крепкому здоровью и заботе Грейс и доктора, так что в следующем году он был готов ехать в Европу. Заботясь о муже, Грейс резко ограничила его контакты с коллегами, и если кто-то из них интересовался здоровьем Хаббла, он мог общаться только с ней.

Однако неукротимый Хаббл иногда получал новости об открытиях своих коллег и реагировал на них со злостью и досадой, вновь и вновь раздражаясь и тревожа больное сердце. Смерть кружила вокруг ученого, но не забирала его. Научная деятельность Хаббла постепенно затухала, как его трубка, которую он держал во рту, но больше не раскуривал. В 1950 году он присутствовал в Вашингтоне как председатель комитета медали Барнарда на вручении награды знаменитому физику, итальянцу Энрико Ферми (1901-1954), за открытия в области квантовой механики. Вклад Ферми в астрофизику менее известен, но также важен.

В октябре Старр, наконец, разрешил Хабблу провести серию наблюдений в Маунт-Паломаре. Грейс сопровождала мужа, но она не могла ночевать в монастыре, потому что женщин туда не допускали. Наблюдения проводили Аллан Сандаж, обученный Хьюмансоном, и еще один молодой астроном — очень известный сегодня Хэлтон Арп. Сандаж всегда восхищался Хабблом как своим учителем, но их близкому знакомству помешал сердечный приступ ученого. Позже Сандаж говорил, что в течение четырех десятилетий был учеником величайшего астронома.

Часто великие ученые выступают и мыслителями, что проявляется в их любопытстве к темам, не касающимся их специальности. Широкий спектр интересов Хаббла свидетельствует о том, что он был именно таким ученым. В 1949-м, на следующий год после сердечного приступа, Эдвин с Грейс поехали в Европу — в этот раз им удалось посетить пещеру Ласко. Эта пещера находится в Монтиньяке, недалеко от Брив-ла-Гайард, то есть в самом сердце Франции, поэтому любопытство Хаббла достойно восхищения. Слава шла впереди ученого, и благодаря этому у него было два прекрасных гида — те самые молодые люди, которые открыли пещеру 10 десять лет назад (к описываемому времени они превратились в зрелых 27-летних мужчин). Эдвина и Грейс повели по всем галереям, закрытым для посещений. Аббат Брейль, высший авторитет по искусству палеолита во Франции, назвал пещеру французской Альтамирой и относил рисунки к ориньякскому периоду, то есть их древность составляла от 30 000 до 38 000 лет. Сегодня известно, что рисунки относятся к мадленской культуре, то есть были сделаны 17 000-18 600 лет назад. В зале быков Хабблы восхитились совершенством фигур: единорог, лошади, большой бык, олени, корова, медведь были нарисованы с невероятным мастерством. На глубине 800 м стены пещеры покрывали бесчисленные рисунки. Грейс записала в своем дневнике: «Общее впечатление было во много раз сильнее, чем можно было ожидать».

Изображение из пещеры Ласко. Хаббл с женой посетили ее в 1949 году.

Его мнение в рассматриваемых им проблемах всегда было безупречным. Каждая его статья становилась классической.

Аллан Сандаж о Хаббле

Эдвин и Грейс совершили еще одно путешествие в Европу, посетив Лондон, Эдинбург, Париж, Ласко, Кембридж... В Лондоне они познакомились с королевой Елизаветой I, которой тогда было 26 лет. Также супруги навестили Хойла, Джинса и всех своих добрых британских друзей. После возвращения Эдвин был полон энергии и готовности посвятить себя исследованиям с помощью телескопа в May нт-Пал омаре, который был словно специально задуман для него. Хаббл уже представлял, как он появится в свете, как будет показывать свою медаль за гражданские заслуги, как будет восхищать всех своей британской невозмутимостью... Он заказал херес у своего английского поставщика в Лос-Анджелесе, чтобы выпить за выздоровление...

На следующий день, 28 сентября 1953 года, Эдвин Пауэлл Хаббл умер от тромбоза сосудов головного мозга. Ему исполнилось 64 года. Смерть была быстрой и безболезненной — именно такой, как он мечтал. Траурной церемонии не было — ни торжественной, ни чисто семейной. Грейс исполнила последнее желание мужа, и сегодня никому не известно, где покоятся его останки.

Тот, кто так ценил успех при жизни, после смерти пренебрег им.