им. С.И. Вавилова
Методические материалы для подготовки к
кандидатскому экзамену по
ИСТОРИИ И ФИЛОСОФИИ
НАУКИ
ИСТОРИЯ АСТРОНОМИИ
Содержание
ПРОГРАММА
КАНДИДАТСКОГО ЭКЗАМЕНА
МЕТОДИЧЕСКИЕ
МАТЕРИАЛЫ ДЛЯ ПОДГОТОВКИ К ЭКЗАМЕНУ
Часть
2. ИСТОРИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ ДРЕВНЕГО МИРА
Часть
3 АСТРОНОМИЯ И АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТИНА МИРА В СРЕДНИЕ ВЕКА
Часть
4. АСТРОНОМИЯ ЭПОХИ ВОЗРОЖДЕНИЯ (XV1-XVH вв.). ОТ КОПЕРНИКА ДО НЬЮТОНА
Часть
5. ПЕРВЫЙ ЭТАП И РЕЗУЛЬТАТЫ РАЗВИТИЯ ТЕЛЕСКОПИЧЕСКОЙ
АСТРОНОМИИ – ЭПОХА РЕФРАКТОРОВ (XVII
- ПЕРВАЯ ПОЛОВИНА XVIII
вв.)
Часть
6. РАЗВИТИЕ АСТРОНОМИИ И АСТРОНОМИЧЕСКОЙ КАРТИНЫ МИРА В XVIII в. - «ВЕКЕ ПРОСВЕЩЕНИЯ»
Часть
7. РАЗВИТИЕ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ КАРТИНЫ МИРА НА ОСНОВЕ
МНОГОАСПЕКТНОЙ ФИЗИКИ И ТЕХНИЧЕСКОГО ПРОГРЕССА XIX-XX вв.
В основу настоящей программы положена дисциплина: «История и методология астрономии». Программа разработана Институтом истории естествознания и техники (ИИЕиТ) РАН им. С.И. Вавилова и Государственным астрономическим институтом им П.К. Штернберга (ГАИШ) МГУ.
1. Истоки и особенности формирования и развития астрономии
Возраст астрономии среди других естественных наук. Время и причины (стимулы) раннего зарождения интереса к небесным явлениям. Духовные, эмоциональные и рациональные (в том числе практические) потребности, вызывавшие интерес к Небу. Начальное примитивное, антропоморфное (на основе прямых аналогий) отражение и преломление человеческим разумом объективных черт Вселенной. Осознание закономерности (цикличности) небесных явлений как стимул к использованию их для ориентации в пространстве и во времени. Целостность первичных представлений о Вселенной как предпосылка формирования общей Астрономической Картины Мира (АКМ) задолго до возникновения дифференцированной науки. Формирование первичной АКМ на основе жизненного и социального опыта первобытного человечества. Характер АКМ на начальных стадиях ее развития — мифологический, антропоморфный, топоцентрический, геоцентрический. Роль АКМ в формировании мировоззрения, в осознании связей Человека с Космосом и, таким образом, в возникновении на ранних ступенях развития АКМ различных религиозных учений об устройстве Вселенной и о космическо-земных связях (астральная форма религии, астрология).
Основные стадии развития астрономических знаний в эпохи становления астрономии как наблюдательно-теоретической науки: от натурфилософских (космофизических) обобщений на основе и по аналогии с наблюдаемыми явлениями на Земле к научному исследованию и объяснению небесных явлений путем их механического и математического моделирования на основе логики и наблюдаемых количественных характеристик; дифференциация астрономии (по объектам, аспектам, методам) и формирование самостоятельных ее разделов (их содержание и хронология возникновения); обратное движение к синтезу — к новой космофизике — в современной науке о Космосе.
Неравномерность процесса познания Космоса: чередование спокойных (эволюционных) и переломных (революционных) его этапов. Причины и следствия этого. Сходство в проявлении и принципиальное отличие научных революций от понятия научно-технического прогресса.
Особая роль личности ученого в истории астрономии и причина этого.
2. Доисторическая астрономия
1) Древнейшие следы астрономической деятельности на Земле (их возрастные оценки). Эмоционально-рациональное отображение небесных явлений в астрономическом фольклоре, «народной астрономии» примет, в изобразительном искусстве и архитектуре, в быту.
2) Древнейшая прикладная «астрономия» — счет времени по лунным фазам (древнейший календарь).
3) «Горизонтная» астрономия — начальная форма наблюдательной культовой астрономии, сохранившаяся лишь в характерных материальных памятниках с астрономической ориентацией (предмет археоастрономии). Древнейшие культовые обсерватории.
3. Астрономия Древнего мира
Астрономическая деятельность и представления о Вселенной в регионах формирования древнейших цивилизаций «Старого Света»: Междуречье (шумеро-аккадская цивилизация, Вавилон, ныне на территории Ирака), Египет, Китай, Индия. (4-1 тыс. до н.э.) и в древних цивилизациях «Нового Света» (3 тыс. до н.э. - 1 тыс. н.э.).
Зарождение наблюдательной астрономии как прикладной науки с практическими и культовыми целями. Выделение созвездий и областей вдоль небесного экватора и эклиптики — как путей суточного и «годовых» перемещений семи подвижных светил — Солнца, Луны и планет. Изобретение календаря. Типы календарей. Время и место открытия «лунно-солнечных циклов». Их цель. Регистрация солнечных и лунных затмений. Формирование зодиака (Вавилон, IV в. до н.э.). Наиболее ранний и известный звездный каталог (Китай, IV в. до н.э.) Древнейший астрономический прибор - гномон - прообраз солнечных часов. Картина мира. Поклонение светилам и «небесным камням» (метеоритам). Мифологические формы АКМ (Египет, Вавилон, Китай, Мезоамерика). Идея «мирового яйца», ее истоки. Ранние формы космофизической (космолого-космогонической) картины мира (Китай, Лао-Цзы, VI в. до н.э.). Идея огненного происхождения и циклического развития Вселенной (Персия; Индия, Мезоамерика).
Астрономия в Древней Греции — колыбели европейской, а затем и мировой науки и культуры. Античный период (VII—IV вв.). Наблюдательная астрономия. Клеострат Тенедосский, Метон, Евктемон. Их открытия. Космофизическая натурфилософия - Ионийская (милетская, VII—VI вв., Фалес Милетский, Анаксимандр, Анаксимен. Их космологические идеи в свете нашей современности). Пифагорейцы (VI—V вв.). Идея Числовой Гармонии Космоса и «Огненной единицы» как начала ее формирования и первая негеоцентрическая модель Вселенной с идеей подвижности Земли. (Филолай, V в. до н.э.). Идея осевого вращения Земли (пифагорейцы Хикет, Экфант, Гераклид Понтийский, IV в. до н.э.,). Идея развития Космоса (Гераклит Эфесский, ) Школа элеатов (VI—vbb.). Парменид и первый «космологический» парадокс: вывод о непроявляемости (и, следовательно, абсолютной непознаваемости) окружающего Мира как Бытия в целом, ввиду предельного совершенства его формы (сферической) и потому абсолютной неизменности. Снятие парадокса Анаксагором и атомистами Левкиппом и Демокритом (V—IV в. до н.э.). Вихревая космогония Анаксагора (V в. до н.э.). Космолого-космогоническая картина мира Демокрита (IV в. до н.э.) — рождение идеи множественности и многообразия развивающихся миров-вселенных (с различной структурой, разновозрастных, конечных во времени). Платон (IV в. до н.э.) — постановка главной задачи математической астрономии его эпохи: описать сложные видимые движения небесных тел как результат сочетания простых «правильных» совершенных (принимавшихся за истинные) движений. Первая количественная математическая (геометрическая) геоцентрическая модель системы мира (Евдокс, IV в. до н.э.). Первая универсальная космофизическая картина мира Аристотеля — вершина развития древнегреческой натурфилософии. Ее двоякая роль в истории астрономии.
Прогресс наблюдательной и теоретической (измерительной) астрономии на основе геометрии и сферической тригонометрии в эпоху эллинизма (III в. до н.э.). Первая оценка относительных расстояний и размеров Солнца и Луны, возникновение идеи гелиоцентризма (Аристарх Самосский). Наиболее ранний греческий звездный каталог. Его роль в истории астрономии. Первое измерение размеров земного шара (Эратосфен). Разработка основ сферической астрономии (Евклид). Теория конических сечений и метод эпициклов для описания неравномерных движений (Аполлоний Пергский). Начало точной наблюдательно-теоретической астрономии в Древней Греции. Гиппарх, II в. до н.э. — звездный каталог; прецессия; звездные величины. Геометрическая теория движения Солнца и Луны. Птолемей (II в. н.э.) и его «Большое математическое построение» («Альмагест»). Принцип и математический аппарат птолемеевой системы мира. Введение экванта и его роль в геоцентрической теории планетных движений. Место и роль в истории астрономии. Инструменты Гиппарха и Птолемея (армиллярные сферы, астролябон, трикветрум).
Характер астрономии и АКМ в эпоху императорского Рима (I в. до н.э. — V в. н.э.). Роль Юлия Цезаря и Созигена (46 г. до н.э.) в истории астрономии. Лукреций Кар. Сенека и история появления идеи космической природы комет.
3. Астрономия и астрономическая картина мира в Средние века
Наука под властью монотеистических религий. Александрия (III—VII вв.) — последний оплот эллинизма. Столкновение эллининистической натурфилософии (неоплатоников) и христианской библейской «космологии». Ориген, Гипатия.
Астрономия Византии и ее культурного ареала (IV—XV вв.). Сохранение книжного и рукописного наследия древнегреческой науки. Упадок в космологических представлениях — торжество «христианской космологии» Космы Индикоплова (VI в.)
Успехи наблюдательной астрономии и картина мира на Средневековом Ближнем и Дальнем Востоке и в Средней Азии. Эпоха освоения древнегреческого (птолемеева) наследия. Индия (Vв.— Ариабхата, Бхаскара). Обсерватории, наблюдательная и переводная астрономия в мире ислама: арабо-язычный культурный ареал, VIII—XV вв. — Багдад, Каир, Дамаск (Сабит ибн Корра и др.); Газна, Марага ( Бируни, Насирэддин Туей); Самарканд (Улугбек). Эпоха больших стационарных угломерных инструментов. Совершенствование тригонометрии. Первая попытка математического «развития» теории Птолемея без экванта. Самаркандская обсерватория — вершина развития гигантских стенных квадрантов-секстантов. Правитель-астроном, его деятельность и трагическая судьба. Точнейший календарь и идеи бесконечной Вселенной Омара Хайяма. Главное наследие арабской астрономии — «Зиджи» — звездные каталоги и астрономические таблицы. И Синь (VIII в.) и проблема собственного движения звезд. Чжан Хэн (I—II вв.)— инструменты, наблюдательно-вычислительная астрономия.
Астрономия в Средневековой Западной Европе (VII — XIV вв.). Главная задача христианской прикладной астрономии. «Пасхалии». Новое отношение к эллинистическому научному наследию. Догматизация препарированной картины мира Аристотеля—Птолемея в качестве научной опоры богословия, XII— XIII вв. Расцвет комментаторства древнегреческих авторов. Схоластика и начало критического анализа древнегреческой циклической астрономии и астрологии. От Бэды Достопочтенного, Эригены и Арзахеля до Жана Буридана и Николая Орема (несоизмеримость небесных движений — аргумент против астрологии).
Западноевропейская астрономия на заре эпохи Возрождения: а центрическая Вселенная Николая Кузанского. Пурбах, Региомонтан, XVв.
4. Астрономия эпохи Возрождения (XVI—XVII в.в). От Коперника до Ньютона
1) Коперник. Возрождение гелиоцентрической системы мира. Ее переходный характер: тесная связь формы с птолемеевой теорией и глубоко революционное содержание (вопреки первоначальным намерениям автора), растущее
идеологическое воздействие как первой теории истинного строения и физических свойств нашей планетной (Солнечной) системы.
2) Прогресс дотелескопической наблюдательной астрономии. Тихо Браге. Точные наблюдения Марса, открытие космической природы комет, компромиссная система мира.
3) Первая открытая пропаганда и развитие коперниканства и новая космология Джордано Бруно. Запрет учения Коперника Ватиканом (1616 г.). Первые жертвы в борьбе за гелиоцентризм (Дж. Бруно, Дж.Ч. Ванини). Теория глобального магнетизма В. Гильберта. Изобретение «телескопа» и первые открытия с ним, противоречившие узаконенной аристотелево-птолемеевой картине мира. Скрытая пропаганда гелиоцентризма — Галилей, его осуждение Ватиканом.
4) Кеплер. Открытие законов истинных планетных движений и зарождение новой физической картины Вселенной; изобретение и первое изготовление астрономического рефрактора, — Кеплер, X. Шейнер.
5) Возрождение эволюционной (вихревой) модели Вселенной на основе гелиоцентризма и картезианской физики. Декарт.
6) Ньютон. Открытие закона всемирного тяготения и создание основ небесной динамики. Изобретение рефлектора (две системы — Грегори и Ньютона). Создание новых фундаментальных математических методов — дифференциального и интегрального исчислений (Ньютон, Лейбниц) — новая математическая база развития небесной механики (динамики).
7) Первые космогонические идеи происхождения и эволюции Земли как планеты (Лейбниц, Уистон, Вернет, Кирхер).
8) Успехи телескопической астрономии XVII в. Эпоха больших рефракторов — воздушных труб. Гевелий, Гюйгенс. Первая реалистическая оценка солнечного параллакса — Хоррокс. Детали поверхности Луны и планет — Гарриот, Гевелий, Гук и др. Открытие кольца Сатурна и первая реалистическая (фотометрическая) оценка межзвездных расстояний - Гюйгенс. Зодиакальный свет, вращение планет, новые спутники — Дж. Кассини. Измерение скорости света, — О. Рёмер. Звездный каталог 3 тыс. звезд — Флемстид. Создание первых государственных обсерваторий в Европе — Гринвичской и 1 la-рижской.
5. Первый этап и результаты развития телескопической астрономии — эпоха рефракторов (XVII — первая половина XVIII вв.)
1) Последний рецидив картезианства. Сведенборг, вихревая планетная космогония.
2) Формирование кометной астрономии и проблема природы нерегулярных небесных явлений (болиды, падающие звезды, звездные дожди). Открытие первых периодических комет - Галлей, 1687, 1705 гг. и кометный бум второй половины XVIII в.: Клеро, Лаланд, мадам Лепот, Мессье, Лексель, К. Гершель и др. Гипотезы о природе болидов, 60-е гг. XVII в. — 80-е гг. XVIII в. От пометной гипотезы Валлиса к идее случайных сгустков материи в Космосе (Гук, Галлей), самостоятельных космических тел (Прингль), земных комет (Клэп) — к атмосферно-электрической гипотезе (Благден, Лихтенберг) и вновь к космической гипотезе (Д. Риттенхауэ, 1786 г.).
3) Выход наблюдательной астрономии за пределы Солнечной системы. XVIII в. Открытие собственных движений звезд — Галлей, 1718 г. Аберрация и нутация — Брадлей. Создание основ фотометрии — Ламберт, Бугер; уточнение величины межзвездных расстояний фотометрическим методом — Ламберт. Открытие затменно-переменных звезд — Гудрайк. Первые шаги в мир «туманностей» — Галлей, Дерхем; первый большой каталог млечных туманностей - Мессье.
6. Развитие астрономии и астрономической картины мира в XVIII в. — «Веке Просвещения»
1) Моделирование устройства звездной Вселенной. Возникновение первых космологических парадоксов в астрономической картине бесконечной ньютоновой Вселенной — Ньютон, Галлей, Шезо. Концепции островной и иерархической Вселенной на основе аналогии с Солнечной системой. Идея развития Вселенной под действием гравитации — Райт, Кант, Ламберт. Первая экзотическая идея взаимопроникающих вселенных, неощутимых друг для друга — Р. Бошкович.
2) Рождение планетной космогонии. Формирование двух направлений: катастрофического (Уистон, Бюффон) и эволюционного (Кант, Лаплас).
3) Первый выход за пределы механической картины мира — XVIII в. Петербургские «астрофизики» школы Делиля. Открытие атмосферы на Венере _ Ломоносов. Концепция лунного вулканизма и физика комет - Эпинус.
4) В. Гершель — начало исследований мира звезд и туманностей с помощью первых гигантских телескопов-рефлекторов. Открытие Галактики, движения Солнца в пространстве и физической двойственности звезд. Открытие первых признаков крупномасштабной структуры Вселенной («пласт Волос Вероники»). Первое открытие и оценка грандиозных масштабов мира неразложимых туманностей (2,5 тыс. новых туманностей и звездных скоплений). Рождение звездной космогонии и общая концепция эволюции космической материи. Первые исследования распределения энергии в спектрах звезд и открытие инфракрасного излучения (конец XVIII — начало XIX вв.).
5) Новый этап в развитии астрономических инструментов и методов наблюдений. Успехи в развитии астрономической техники и методов наблюдения в условиях продолжающегося научно-технического прогресса. Ахроматы, спектроскоп, полярископ — Доллонд, Волластон, Араго. Рефракторы нового поколения — Фраунгофер. Открытие эффекта Доплера. Изобретение фотографии и ее первые применения в астрономии. Развитие теории наблюдении и их обработки — Гаусс, Бессель.
6) Открытия в структуре и составе Солнечной системы. Закон планетных расстояний Тициуса—Боде. Открытие Урана, первых спутников с обратным движением, сезонных изменений полярных шапок Марса — В. Гершель. Рождение научной метеоритики и метеорной астрономии — Хладни, Лихтенберг, Брандес, Бенценберг. Открытие подсистем малых тел (астероиды, метеорные потоки) — от Пиацци до Олмстэда, Араго, Скиапарелли, Ф.А. Бредихин. Гипотезы о происхождении астероидов и комет — Ольберс, Лагранж.
7. Развитие астрономической картины мира на основе многоаспектной физики и технического прогресса XIX — XX вв.
1) Новые идеи и открытия в мире звезд и туманностей. Новые каталоги туманностей и двойных звезд. Развитие проблемы структуры звездной Вселенной — Дж. Гершель; В.Струве. Первые измерения звездных параллаксов (В. Струве, Бессель). Основание Пулковской обсерватории. Сооружение гигантского (с зеркалом около 2 м) рефлектора в Ирландии («Левиафан Росса») и открытие спиральной структуры у млечных туманностей — Парсонс (лорд Оксмантаун, третий граф Росс).
2) Триумф ньютонианской гравитационной астрономической картины мира и первое «облачко» на ее горизонте. Создание классической небесной механики возмущенного движения — Лаплас и французская школа небесной механики; Петербургская школа — Л. Эйлер, А.И. Лексель. Открытие первой короткопериодической кометы («комета Лекселя») и первых невидимых спутников у звезд (Бессель). Открытие Нептуна (Адаме и Леверье) и загадка Меркурия.
3) Предпосылки и рождение астрофизики — Р. Майер, Гельмгольц; Кирхгоф и Бунэен. Доплер и Физо. Рождение астрофотометрии и астрофотографии — Цёлльнер, Д. Дрэпер. Открытие давления света — П.Н. Лебедев.
Первые успехи астрофизики. Открытие химического состава Солнца и звезд; газовой природы светлых диффузных туманностей. Кирхгоф, Хеггинс. Начало спектральной классификации звезд — Секки, Фогель. Ее эволюционное истолкование — Локьер. Открытие синхронности изменения блеска и лучевых скоростей у цефеид — А. А. Белопольский. Объяснение цефеид как физических переменных (пульсирующих) одиночных звезд — Н.А. Умов;. А.С. Эддингтон. Открытие периодичности солнечной активности — Швабе, Р. Вольф. Зависимость «период — светимость» для цефеид как новый метод определения межзвездных расстояний — мисс Г. Ливитт, Шепли. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела (Г - Р-диаграмма). Начало развития физических теорий внутреннего строения звезд и природы источников звездной энергии — Р. Майер, Гельмгольц, Кельвин, Джине, Эддингтон. Успехи в изучении тел Солнечной системы. Первые теории кометных форм. Бессель, Бредихин. Связь метеорных потоков с кометами — Скиапарелли. Массовое визуальное и фотографическое открытие астероидов. Новые спутники планет. Обоснование и доказательство «метеоритной» природы кольца Сатурна — Максвелл, Белопольский, Килер. Открытие «каналов» и проблема жизни на Марсе — Скиапарелли, Ловелл. Проблема возникновения жизни на Земле, идея панспермии — Рихтер, Аррениус.
4) Развитие кинематики и формирование динамики звездных систем. Разработка звездно-статистических методов исследования структуры, динамики и эволюции звездной Вселенной. М.А. Ковальский, Я. Каптейн, К. Шварцшильд, Дж. Джине, Эддингтон
5) Космологические парадоксы и кризисная ситуация в космологии на рубеже XIX-ХХ в. Фотометрический, гравитационный и термодинамический парадоксы. Возрождение и предельное развитие идеи островной иерархической Вселенной — для устранения первых двух парадоксов, Шарлье. Термодинамическая картина Вселенной Больцмана — состояние тепловой смерти и его флуктуационная гипотеза для снятия этого парадокса.
6) Проблемы и результаты наблюдательной космологии во второй половине XIX — первой четверти XX вв. Решение проблемы природы млечных туманностей — от Парсонса до Хаббла. От идеи единственности нашей Галактики («Вселенная Шепли») до открытия множественности галактик — «Большой Вселенной», или Метагалактики — «Вселенная Хаббла».
7) Развитие космогонического аспекта картины мира с середины XIX в. до середины XX в. Кризис механической планетной космогонии и выход на передний план катастрофического направления в ней. От Фая до Джинса и Джеффриса. Новое возрождение вихревых гипотез — Дю Лигонде, Э. Бело, Вейцзеккер и др. Регресс в представлениях о природе млечных туманностей под влиянием классической гершелевой звездной космогонии — от Проктора до Джинса. Проблема звездной эволюции и иллюзия ее решения — от Локьера до Рессела (вывод об эволюции звезд вдоль главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рессела).
8) Вторая универсальная революция в естествознании. Первая четверть XX в.. Планк, Эйнштейн. (Кризис классической космофизической картины мира на рубеже XIX—XX вв.: опыт Майкельсона; «ультрафиолетовая катастрофа»; открытие радиоактивности и самопроизвольного выделения тепла радиоактивными веществами, — Кюри, Лаборд, 1903. Идея квантов (Планк, 1900) и создание квантовой механики (де Бройль, Гейзенберг, Шредингер и др., 20-е гг. XX в.; специальная (1905) и общая (1916) теории относительности и новая космологическая картина мира (1917) — Эйнштейн: вторая научная революция в физике и космологии.
9) Концепция нестационарной Вселенной. Углубление эйнштейновской революции в космологии. Новые математические модели Вселенной — «пустая вселенная» с идеей «натяжения» (прообраз отрицательного давления) де Ситтера (1917 г.). Нестационарные решения мировых уравнений Эйн
штейна, три модели нестационарной Вселенной А.А. Фридмана, 1922—1923 гг. Первые наблюдательные свидетельства разбегания галактик (В.М. Слаифер, 1913) и концепция рождения Вселенной (из «точки» — Леметр, 1927 г., или из сжатого сгустка - он же, 1932 г.). Закон красного смещения — пропорциональности скорости разбегания галактик их взаимным расстояниям (Хаббл, 1929 г.) и первые оценки возраста Вселенной. Возникновение «короткой шкалы» эволюции Вселенной и звезд (Амбарцумян) и дискуссия со сторонниками классической «долгой шкалы» (Джине и др., конец 1930-х гг.).
10) Рождение радиоастрономии и открытие радиовселенной. Открытие космического радиоизлучения — Янский, Рёбер, США, 30-е гг. XX в. Первые фундаментальные открытия в радиоастрономии. Главная линия радиоспектра - ван де Хюлст (Нидерланды), И.С. Шкловский (СССР); Юэн и Парселл (США), 1950-е гг. Протяженные и дискретные радиоисточники (нейтральный и ионизованный водород; остатки взрывов Сверхновых, радиогалактики и др.)- Открытие нетеплового (магнитотормозного, или синхротронного) механизма непрерывного радиоизлучения — Шкловский 1953 г. Переменные радиоисточники — квазары, пульсары, 1960-е гг.
11) Формирование релятивистской космологической картины мира. Теория «горячей Вселенной» - Дж. (Г.А.) Гамов, 1946 г., предсказание остаточного изотропного радиоизлучения — Гамов, Альфер, Герман, 1948 г. Открытие реликтового радиоизлучения — Пензиас, Вильсон, 1965—1966. Развитие теории «горячей Вселенной» - Я.Б. Зельдович и др. Укрепление «неоклассической» концепции единственности и всеохватности релятивистской Вселенной, наблюдаемую часть которой составляет Метагалактика.
12) Проблема крупномасштабной структуры Вселенной. Общий обзор развития представлений от В. Гершеля (неиерархическая пластообразная структура) до наших дней. Аббе, Проктор, вторая половина XIX в.; Уотерс, Стратонов, 1894-1900 гг. Развитие представлений о структурности мира туманностей. Возрождение иерархической модели — Шарлье, 1908,1922. Возрождение представлений о неиерархической структуре мира туманностей — Рейнолдс, 20-е гг. XX в., Шепли и Сейферт (открытие новых скоплений галактик, 1930-е гг.), космологическая модель «мыльной пены», Цвикки, 1930-е гг. Открытие первого сверхскопления галактик, де Вокулёр, 1953 г. (часть экваториальной области которого зафиксировал В. Гершель в 1784 г. как «пласт [туманностей] Волос Вероники»). Скопления и Сверхскопления галактик как характерная черта структуры Метагалактики. Открытие «войдов» как аргумент в пользу ячеистой структуры Метагалактики (Кинкарини). Концепция ячеисто-филаментарной крупномасштабной структуры Метагалактики и наблюдаемые свидетельства ограниченности иерархической структуры сверху. Проблема эволюции крупномасштабной структуры Метагалактики, 1970-1980-е гг.
13) Новые подходы в XX веке к проблеме источников звездной энергии и эволюции звезд как следствие революции в физике. Попытки решить проблему на основе идеи аннигиляции — Джине, Эддингтон, начало XX в. Решение проблемы на основе идеи термоядерного синтеза — Эддингтон, Критчфилд, Вейцзеккер, Бете, конец 1930-х гг. Идея гравитационного коллапса как возрождение в ограниченных масштабах контракционной гипотезы (для начальной стадии формирования звезды, взрыва Сверхновой, излучения при аккреции на сверхплотный объект типа белого карлика, нейтронной звезды и «черной дыры»). Возрождение в ограниченных масштабах идей аннигиляционного и радиоактивного механизмов энерговыделения (открытие линии 511 КэВ в излучении из центра Галактики — свидетельство аннигиляции позитрона и электрона; проявление радиоактивного механизма энерговыделения в Сверхновой, 1987 г.). Кризис классических представлений об эволюции звезд вдоль главной последовательности Г—Р диаграммы; поиски выхода и новая концепция звездной эволюции — М. Шварцшильд и др., с 50-х гг. XX в.
14) Прогресс в развитии инструментальной базы астрономии в эпоху нового научно-технического прогресса и формирование всеволновой и корпускулярной астрономии (вторая половина XX в.). Первые шаги к созданию гравитационно-волновой астрономии.
15) Открытие новой черты Метагалактики — резкой нестационарности объектов и процессов различных масштабных уровней (галактики с активными ядрами, квазары, вспыхивающие звезды, барстеры, транзиенты, гамма-всплески, объекты типа SS-433 и т.д.).
16) Космогонический аспект картины мира в XX в. Формирование новой планетной космогонии на базе астрофизики, метеоритики, геологии и космохимии. Современные тенденции к формированию единой звездно-планетной космогонии и объединения двух направлений в звездной космогонии.
17) Концепция раздувающейся (инфляционной) Вселенной (Гут, А. Линде и др.) и начало новой, третьей революции в космологии. Развитие инфляционной концепции и формирование на ее основе новой картины множественности «мега-вселенных» с различными фундаментальными физическими законами, пространственной размерностью и т.д.
18) Проблема жизни во Вселенной и подходы к ее решению на различных этапах развития астрономии. Общий обзор. От эпохи «перенаселенного» Космоса (Николай Кузанский, Бруно, Фонтенель, Гюйгенс, Ламберт, В. Гершель, Фламмарион и др.) к идее редкости и даже уникальности явления жизни во Вселенной (Кант, XVIII в.; Шкловский, вторая половина ХХ в.) Парадокс «молчания Вселенной». Антропный принцип. Человек и Вселенная: гармония или противостояние?
Заключение
Смена проблем и сквозные проблемы и идеи в истории астрономии. Исторический путь развития астрономической картины мира: уроки и перспективы.
Литература
Берри А. Краткая история астрономии. М.-Л.: Гостехиздат, 1946. — 363 с.
Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука. II. Рождение астрономии. М.: Наука, 1991. - 380 с.
Воронцов-Вельяминов БЛ. Очерки истории астрономии в России. М.: Гостехиздат, 1956. — 371 с.
Идлис Г.М. Революции в астрономии, физике и космологии. М.: Наука, 1985.-232 с.
Нейгебауэр О. Точные науки в древности. М.: Наука, 1968. — 223 с. Паннекук А. История астрономии. М.: Наука, 1966. — 592 с. Рожанский И.Л. Античная наука. М.: Наука, 1980. Струве О.. Зебергс В. Астрономия XX века. М.: Мир, 1968. — 548 с.
Дополнительная литература
Астрономия на крутых поворотах XX века. Дубна: ФЕНИКС. — 480 с. Вселенная, астрономия. Философия. М.: Изд-во Моск. ун-та, 1988.
Еремеева А.И. История метеоритики. Истоки. Рождение. Становление. Дубна: ФЕНИКС, 2003. - 550 с.
Еремеева А.И.. Цицин ФЛ. Астрономия в истории Российской академии наук // Российская академия наук. 275 лет служения России. М.: Янус-К, 1999. С. 466-503.
Фрагменты ранних греческих философов. 4.1. От эпических теокосмогоний до возникновения атомистики / Сост. А.В. Лебедев. Отв. ред. И.Д. Рожанский. М.: Наука, 1989. — 576 с.
ВВЕДЕНИЕ
В истории науки (как и общества) можно выделить два аспекта: 1) хронологический — летопись событий; 2) концептуальный — закономерности развития знаний. Начнем с первого
Глава 1. О времени, месте и причинах (стимулах) зарождения астрономической деятельности на Земле. Доисторическая астрономия
Самые
ранние следы «астрономической деятельности» человека на Земле (в смысле
проявления активного интереса к небесным явлениям) имеют возраст в десятки
тысяч лет до нашего времени. Это «солярные знаки» эпохи палеолита — рисунки
астрономического содержания в древнейших пещерах мира и в наскальной живописи;
первобытные «лунные календари» — изображения последовательности лунных фаз или
изделия с зарубками для счета дней по изменению вида Луны (старейший — т.н.
«Ачинский жезл» — находка 1972 г., возраст 20 тыс. лет до
н.э.); древнейшие наблюдательные площадки, на которых
с помощью искусственных или естественных ориентиров («менгиров») выделены
астрономически значимые направления на рубежные точки горизонтной астрономии —
точки восходов и заходов Солнца (в дни солнцестояний и равноденствий) и Луны в
различных ее фазах, а также в годы высокой и низкой Луны (различного положения
относительно эклиптики). Наиболее сохранившейся и изученной
такой лунно-солнечной обсерваторией является Стоунхендж (букв. «Висячие камни», 2 тыс. до н.э.) близ Солсбери на юге Англии.
По-видимому, не менее древним проявлением интереса к небу является
астрономический фольклор — народные астрономические приметы,
космолого-космогонические мифы и сказки, ритуальные, астрономического
содержания песни и пляски (связанные со сменой сезонов, особенно с весенним
равноденствием, с которого многие древние народы начинали год). Описанные
древнейшие проявления интереса к небесным явлениям и связанную с этим
деятельность, следы которой сохранились лишь в археологических памятниках и
находках или дошли до нас в устном народном творчестве — фольклоре, принято
относить к доисторической астрономии, т.е. не подтвержденной документами
письменности данного народа. Следы такой деятельности
обнаруживали еще в I в. до н.э. (первое описание Стоунхенджа). Но
астрономическое назначение подобных памятников (обычно круговых сооружений из
камней — кромлехов, с выделением естественных или устройством искусственных
астрономических указателей (менгиров); календарный смысл систем зарубок на
костях мамонта и т.п. материалах было раскрыто лишь во второй половине XX в.
Такие памятники и астрономический фольклор стали предметом изучения,
соответственно, археоастрономии (или палеоастрономии) и этноастрономии,
оформившихся в самостоятельную комплексную науку во второй половине XX в. (См.: Астрономия древних
обществ, 2002, с. 12).
К. настоящему времени следы доисторической астрономической деятельности найдены по всему земному шару — практически на всех широтах, за исключением Антарктиды, т.е. во всех местах обитания человека.
Причиной и стимулом столь раннего интереса к небесным явлениям была, прежде всего, необходимость (уже для первобытного охотника) ориентироваться во времени и в пространстве. Необходимость слежения за небом стала намного большей при переходе человеческих сообществ (племен) к оседлой жизни земледельцев, когда стали жизненно важными небесные приметы приближения того или иного сельскохозяйственного сезона.
Не менее сильным стимулом зарождения интереса к небу с самого начала формирования человека как «Человека Разумного» должна была стать и рано осознанная связь человека с окружающим мира, зависимость его от грозных и благоприятных явлений природы, прежде всего от солнечного тепла, от устрашавших гроз и «небесного» огня — молнии, а то и от падающих с неба камней, и т.п. Не имея иного опыта, кроме опыта общения в племени и с окружающей живой природой, первобытный человек видел в небесных светилах и явлениях могущественных существ, которые посылают на землю свои сигналы-знамения в виде небесных явлений. Так зарождались астральные формы религиозного мировоззрения и астрология — как первое осознание и примитивное истолкование космическо-земных связей. По-видимому, именно космическое явление — выпадение метеоритных железных дождей — способствовало переходу человечества на рубеже 3—2 тысячелетий до н.э. от каменного и бронзового к железному веку, поскольку использовать этот наиболее распространенный в дальнейшем в хозяйстве металл люди начали со знакомства с метеоритным никелистым железом, уже в 4—3 тысячелетиях до н.э., т.е. задолго до освоения выплавки железа из руды (2 тыс. до н.э.).
Глава 2. Древнейшие очаги зарождения астрономии, их сходство и различие
Во всех районах возникновения древнейших цивилизаций на Земле, от которых сохранились письменные документы, обнаруживаются записи астрономического содержания. Эта эпоха по всей Земле датируется примерно 3 тыс. до н.э. С нее начинается исторический (записанный в собственной письменности данного региона, народа) период развития астрономии.
Письменность позволяла более надежно хранить и систематизировать получаемые из наблюдений сведения об окружающем мире. Это привело к выявлению более сложных и глубоких закономерностей и в астрономии, поскольку делало знания в большей степени преемственными, объединяя творческие усилия далеких друг от друга поколений.
Известны несколько древнейших очагов цивилизации. Это Междуречье (по-гречески Месопотамия, иногда - Двуречье) между реками Тигр и Евфрат (на территории нынешнего Ирака) с древнейшими городами-государствами Шумера, которые сменило аккадо-вавилонское государство; древнейшие государства хеттов на полуострове Малая Азия (на территории современной Турции), Египет на севере Африки, Микены (на юге Греции) и остров Крит — в Средиземноморье, Индия и Китай на Дальнем Востоке. Древнейшие цивилизации меньших масштабов и более изолированные существовали и в Новом Свете. Это — индейские цивилизации (тольтеков, майя, ацтеков и др.) на территории нынешних Мексики, Белиза, Гватемалы и Гондураса; а в Южном полушарии — на территории Перу в Южной Америке, в Австралии.
Открытие и датировка начала исторического периода в развитии астрономической деятельности на Земле стали возможными лишь после расшифровки в XIX в. древнейших видов письменности: клинописи (шумерской и аккадо-вавилонской), иероглифического письма древних египтян и лишь в XX в. у майя. Исключение составил Китай, иероглифический язык которого стал осваиваться намного раньше европейцами-миссионерами.
В отличие от разных, характерных для каждого региона местных природных условий на земле небо было единым объектом и общим «достоянием» для жителей всего северного полушария Земли (как и южное небо для жителей другого полушария). Поэтому даже при изолированном вначале развитии древнейших цивилизаций оказывались в основном сходными и практическое использование небесных явлений, и формирование в сознании людей общей картины окружающего небесного мира — Вселенной.
Неизменность узора звездного неба и устойчивая цикличность его суточного видимого вращения, выделение на этом фоне доступных простому глазу семи подвижных светил, перемещающихся среди звезд, вызвали первые общие шаги в освоении неба — выделение заметных группировок звезд — созвездий (прежде всего такого заметного, как вечно вращающийся около полюса «ковш» — Большая Медведица) и выделение среди них зоны перемещения подвижных светил — Солнца, Луны и пяти планет (неширокая, около 30° полоса неба около небесного экватора и эклиптики, букв, - зоны затмений).
Характерное различие проявилось в разделении неба на созвездия — на немногие десятки в Египте и Вавилоне (последние через греков в основном дошли до наших дней) и гораздо более дробное деление в Китае (более ста), что, возможно, было связано и с различием условий видимости звездного неба (на Ближнем Востоке и в Африке они были хуже из-за нередких песчаных бурь). В именах созвездий отразилась местная фауна и местный фольклор.
Первыми общими для всех регионов изобретениями в освоении неба стали гномон (древнейший астрономический инструмент для определения высоты Солнца по длине тени, в дальнейшем развившийся в различные системы солнечных часов) и астрономический календарь (счет дней по лунным фазам, что породило такие единицы времени, как лунный месяц и неделя, и по солнечным годам — периодам между равноденствиями или солнцестояниями). Общей для всех древнейших цивилизаций была теснейшая связь практической астрономической деятельности с формированием антропоморфной мифологической астрономической картины мира, для которой было характерно одушевление и обожествление светил, что стало основой первоначальных форм религии — астральной. Небесные «знаки» и указатели использовались в обслуживании как хозяйственных, так и духовных — культовых, религиозных, идеологических нужд общества. Главным образом эти последние цели стимулировали уточнение календаря и наблюдений неба — развитие наблюдательной астрономии. Слежение за небом рассматривалось как прикладная часть главной тогда теоретической «науки» — астрологии, и служило для расшифровки тех или иных небесных явлений, положений и перемещений светил как божественных знамений и указаний для жизни государства.
Для более точного слежения за движением светил относительно звезд экваториально-эклиптическую зону разделяли на более мелкие участки, в результате чего впоследствии сформировался зодиак. В этом разделении также проявилось различие между изолированными регионами, связанное с различием первоначальных местных систем счета и преимущественным выделением того или иного типа лунных месяцев — синодических или сидерических (например, 12-значный вавилоно-европейский зодиак и 13-значный у майя).
К наиболее древним изобретениям относятся также первые угломерные инструменты типа отвеса с подвижной относительно него линейкой, направляемой на светило для оценки его углового расстояния от зенита, а также солнечные, водяные (клепсидры) и песочные часы. Вторым этапом развития астрономических инструментов стало изобретение уже в древности, но все же позднее — армиллярной сферы, моделирующей основные круги на небесной сфере. Лишь спустя тысячелетия, с накоплением устойчивых наблюдательных сведений о закономерностях небесных явлений начала работать и внутренняя логика развития знаний. Как при всякой творческой работе, зажигался внутренний источник творческой энергии человека: стремление узнать новое начинало превышать требуемое для достижения конкретной практической цели. Появился «чистый» интерес к «лишнему» знанию, к познанию ради самого познания. Это повело к специализации — появлению деятельности по выработке нового знания, к развитию астрономии уже в качестве конкретной науки. Начало этого сложного процесса также уходит в глубокую древность. И здесь также проявлялось не только сходство, но и различие между цивилизациями. Последнее сказалось в различии самих целей астрономической деятельности, равно как и в различии методов решения конкретных задач, описания и моделирования явлений, прежде всего движения светил. Но главное различие было в соотношении наблюдательной и «теоретической», объяснительной астрономии. Оно определялось, прежде всего, социально-экономическим укладом жизни общества. Особенно резко различались в этом отношении, с одной стороны, государства с сильной централизованной (политической и жреческой) властью — Вавилон, Египет; императорский Китай; в Новом Свете — государства майя, инков, а с другой — нецентрализованные Греция и отчасти Индия. Особое место занимает Древний императорский Китай, где главным направлением астрономической деятельности также была придворная бюрократизированная астрономическая служба — регистрация небесных явлений с астрологическими целями, но изредка происходили и удивительные взлеты натурфилософской космофизической мысли. Напротив, в древнегреческой и древнеиндийской астрономии поражает порой чрезвычайно глубокая космическая натурфилософия. Именно такие регионы с развитой свободой мысли, — конечно, при прочих благоприятных обстоятельствах — становились очагами формирования науки в наиболее полном ее выражении как синтеза наблюдений и теории, вплоть до философского обобщения знаний. Синтез вавилонской и египетской весьма точной наблюдательной астрономии (хотя и подчиненной прикладным целям) и развитых там математических методов с древнегреческой натурфилософией (не без влияния на последнюю древнеиндийской и персидской — зороастрийской — натурфилософии) привел к небывалому взлету науки в античную и особенно эллинистическую эпохи в Греции. Древняя Греция стала тем очагом, в котором начала формироваться общемировая наука в современном смысле — как экспериментально-теоретическое знание, опирающееся на точные наблюдения и математический вычислительный и моделирующий аппарат.
Астрономия древних обществ. М.: Наука, 2002. — 336 с.
Вуд Дж. Солнце, Луна и древние камни. М., 1981.
Гурштейн А.Л. Извечные тайны неба. М.: Наука,1991. Изд. 3-е, пер. и доп. - 496 с.
Ершова Г.Г. Кометы и метеоры в представлениях древних майя // Древняя астрономия: небо и человек (Труды конференции). М., 1998.
Ларичев В.Е. Мудрость змеи: Первобытный человек, Луна и Солнце. Новосибирск, 1989. - 272 с.
Святский Л.О. Очерки истории астрономии в древней Руси // Историко-астрономические исследования. Вып. 7. М., 1961. С. 7Г—130; Вып. 8. М., 1962. С. 9-82; Вып. 9. М.,-1966. С. 11-126.
Хокинс Дж., Уайт Дж. Разгадка тайны Стоунхенджа. М., 1984.
Щеглов П.В. Отраженные в небе мифы Земли. М.: Наука, 1996. 3-е изд.
Юревич ВЛ. Древняя астрономия Америки. Дисс. ... докт. физ.-мат. наук. М., 2003. - 152 с.
Глава 3. Астрономическая деятельность в древнейших цивилизациях — в Месопотамии, Египте, Китае, Индии; в индейских цивилизациях Америки
1) Организация и цели астрономической деятельности.
Наиболее древние исторические документы (начиная с 3 тыс. до н.э.) относятся к Месопотамии, Египту и Китаю (по более поздним документам мы можем судить, отчасти, и об астрономической деятельности у древних индейских племен Америки).
Астрономическая деятельность во всех этих регионах имела явно прикладной и культовый характер. Она была государственной придворной службой. В первых двух регионах и у майя руководящая роль принадлежала жрецам-астрономам, под началом которых работали наблюдатели и писцы; храмы служили и наблюдательными площадками. В Китае эти задачи выполняли придворные астрономы-чиновники, и уже в 1 тыс. до н.э. были созданы специальные астрономические учреждения. Главной задачей было определение изменений в положении подвижных светил — Солнца, Луны, планет относительно звезд. Особое внимание уделялось наиболее яркой планете Венере, у шумеров и в Вавилоне, а также у майя. Шумеры уже в 3 тыс. до н.э. установили, что утренняя и вечерняя звезда — это одна планета. На этом основании составлялись соответствующие прогнозы и предсказания в отношении хозяйственной деятельности и событий в общей жизни государства, а также правителей. В Вавилоне и Китае, видимо, и у майя, первостепенное значение придавалось службе затмений (по некоторым сведениям, наиболее раннее наблюдение затмения Луны майянскими астрономами относится к 16.02.3379 г. до н.э.; в Китае служба в основном солнечных затмений велась с 3 тыс. до н. э., в Вавилоне — систематически с 763 г. до н.э.).
2. Календарь
Ввиду рано обнаруженной несоизмеримости двух очевидных астрономических единиц времени — солнечного года и лунного месяца — одной из главных задач прикладной астрономии во всех регионах на тысячелетия стали поиски методов согласования лунного и солнечного календарей (приведение к совпадению начала солнечного года и начала первого месяца, более короткого лунного года, путем вставок 13-го месяца) и, таким образом, совершенствование объединенного лунно-солнечного календаря.
В Египте, наряду с употреблением в культовой астрономии лунного календаря, уже в 3 тыс. до н.э. был выделен сотический солнечный (вернее звездно-солнечный) год — начало которого определялось первым гелиакическим восходом ярчайшей звезды северного неба Сотне (греческое имя ее Сириус;, поскольку это служил сигналом о приближавшемся разливе Нила и начале сельскохозяйственных работ. Тогда же был введен гражданский чисто солнечный календарь с целым числом дней в году (365) и 12-ю 30-дневными месяцами, без вставок. Каждый месяц подразделялся на три 10-дневки (след раннего изобретения здесь десятичной системы счета). Начало сотического года в этом календаре перемещалось постепенно по всем месяцам. Со временем обратили внимание на то, что целое число сотических лет (т.е. по сути солнечных, по 365,25 суток), именно 1460 равно целому же числу (1461) гражданских солнечных лет. С помощью этого т.н. «сотического периода» впоследствии и было установлено время введения древнейшего сотического года (когда гелиакический восход Сириуса приходился на первый день первого месяца гражданского календаря — «Тота») — 3 тыс. до н.э.
В процессе совершенствования лунно-солнечного календаря был открыт наиболее удобный 19-летний лунно-солнечный цикл периодических вставок 13-го месяца для приведения к очередному совпадению (через каждые 19 лет) начала года по солнечному и лунному календарю. Открытый уже в 595 г. до н.э. в Китае, а затем в 499 г. до н.э. — в Вавилоне, он был в 433 г. до н.э. переоткрыт в Греции Метоном, с именем которого и дошел до наших дней.
3. Ночной счет времени и введение зодиака
С календарными задачами было связано первоначальное разделение зоны эклиптики на участки, в чем отразились и принятые системы счета. В Египте и Вавилоне эту зону сначала разделили на 36 частей, что, очевидно, уходило корнями в ранние грубые оценки длительности солнечного года — 360 дней. (С последним, возможно, было связано и возникновение самой 60-ричной шумерской системы счета). Такое деление, очевидно, было вызвано особым ночным счетом времени, при котором каждая декада месяца определялась по первому предутреннему восходу той или иной яркой звезды в ее начале («де-канальная астрономия» в Египте; составление календарных таблиц «звезд времени» — «Три [звезды] в каждом [месяце]», или «Астролябий» — в Вавилоне). Только в первой половине 1 тыс. до н.э. это деление было укрупнено и создан дошедший до наших дней Зодиак из 12 знаков — созвездий.
В Китае и Индии деление той же зоны на 27 или 28 участков «на пути Луны» (соответственно, «Сю» и «накшатры») было связано с выделением сидерического месяца, а также с разделением месяца на две половины — светлую и темную (в Индии). Быть может, по тем же причинам у майя сформировался 13-значный зодиак (см. ниже).
4. Деление суток и неделя
Сходство и различие проявилось в древнейшем делении суток. В Египте их делили на 24 часа (по 10 часов на светлое и темное время и по два часа на сумерки); в Вавилоне и Китае — на 12 двойных часов (но с различным дальнейшим подразделением — на 30 «градусов» времени — по 4 минуты в Вавилоне, на 100 частей в Китае). Длина часа сначала зависела от сезона, позднее были введены единые «равноденственные» часы. В гражданской жизни в Вавилоне
день и ночь делились на три стражи, с дальнейшим дроблением их на половинки и четверти.
Древнейшим и общим для всех регионов было введение семидневной (с лунной основой) недели, как правило, с наименованием дней по подвижным светилам — Солнцу, Луне и пяти планетам.
Счет по восходу «звезд времени» и чисто условное наименование дней недели постепенно приобретали мистический смысл — восприятие звезд и планет как покровителей человека, определяющих его судьбу в зависимости от восхода и положения светил в час его рождения (отсюда — гороскоп, букв. — «наблюдатель часа [рождения]», греч.).
5. Зарождение математической астрономии
Математическая, или вычислительная, астрономия зародилась в 1 тыс. до н.э. В Вавилоне ее основой стало раннее развитие здесь вычислительной математики — арифметики; в Египте, где (как, впрочем, и в Вавилоне), помимо арифметики, рано развилась практическая геометрия — «землемерие», такой основой стала геометрия. Отчасти это проявилось в астрономической ориентации пирамид.
Для описания неравномерного движения Солнца и Луны в Вавилоне была изобретена «линейная зигзагообразная функция» — с помощью которой изменение скорости перемещения светила по небу изображалось ступенчатым графиком на основе арифметической прогрессии — с восходящей и нисходящей ветвями графика. В Вавилоне же задолго до греков была открыта прецессия — как изменение положения точки равноденствия. Но оно лишь учитывалось в наблюдениях и расчетах положений светил без попыток объяснения явления. Расстояния между светилами на небесной сфере измерялись отрезками дуг — в линейной мере. Только в III в. до н.э. вавилонскими астрономами-математиками было введено разделение круга на основе 60-ричной системы счета — на 360 частей (градусов) (Емельянов, 2001).
В Древнем Китае деление круга было произведено на основе длины истинного тропического солнечного года — на отрезки, проходимые Солнцем за одни сутки (китайский «градус», таким образом, составлял 1/365,25 часть длины окружности и был короче применяемого и ныне вавилонского; такое деление употреблялось в Китае вплоть до революции 1911 г.).
6. Астрономическая картина мира
Для всех древнейших цивилизаций было характерно формирование антропоморфной мифологической космолого-космогонической картины Вселенной. Вместе с тем, в Индии уже во 2 тыс. до н.э. (в религиозно-философских космических гимнах «Ригведы») и в Китае 1 тыс. до н.э. появились тенденции к замене в космогонических построениях антропоморфных образов более абстрагированными образами сил и состояний, а также представление о развитии всего как борьбе противоположностей. Особенно значительным было введение индийскими натурфилософами понятия первоначальной нерасчлененной материи — «авьякта» и овеществленной материи, оформившейся в конкретные вещи — тела наблюдаемого мира — «вьякта». В Китае уже в VII в. до н.э. была высказана идея существования «набора» парных элементов материального мира — «ци»: активных — «ян-ци» и инертных, пассивных — «инь-ци», и других аналогичных пар.
Как уже говорилось, особенностью древнекитайской наблюдательной астрономии была служба—регистрация всех небесных явлений, как регулярных (затмений), так и нерегулярных (новых звезд, комет, звездных дождей, падений метеоритов — наиболее раннее из них зарегистрировано в 3 тыс. до н.э.!) (Куликовский. 2002).
7. Астрономическая деятельность у индейских племен Америки Заселение американского континента человеком (из Северо-восточной Азии) относят к эпохам за 20—30 (или даже 80!) тыс. лет до н.э. Здесь существовали в соседстве и в бесконечных междоусобных войнах многочисленные племена — майя, тольтеки, ацтеки и др. — в северной Америке; инка — в Южной. К концу 1 тыс. до н.э. на территории Центральной (или Мезо-) Америки (на территории Мексики, Гватемалы, Белиза, Гондураса), а позднее — и в Южной Америке (на территории Перу) сформировались, в виде порой изолированных городов-государств, высокоразвитые индейские цивилизации (древнейший такой город Теотиуакан — II в. до н.э.). Развитие астрономических знаний у индейцев также было связано с переходом к оседлому земледельческому образу жизни и носило культовый и прикладной характер. К глубокой древности и здесь восходит культ поклонения Солнцу и Луне, обожествление вождей на основе астральной религии. Так, мифический первоправитель племени инк Манко Капак считался сыном Солнца. У ацтеков жрецы-астрономы имели титул «ах-кин» (слуги Солнца). Но наряду с богом Солнца, Неба, индейцы не менее почитали бога дождя и бога-повелителя ветра и бури: эти явления также были для них небесными, и вообще вся жизнь в государстве как считалось, управлялась Законами Неба.
Индейцы Мезоамерики — тольтеки, майя, ацтеки — имели письменность в виде иероглифов, совершенно непохожих на известные в Старом Свете. Частично расшифровать их (особенно у майя) удалось только в середине XX в. русскому ученому Ю.В. Кнорозову. Сохранилось лишь четыре рукописи майя — «Кодексы», содержащие в основном астрономические таблицы, но частично и сведения об астрономических познаниях этого народа в древности. Ряд текстов астрономического содержания был обнаружен и на громадных вертикальных каменных плитах-стелах. В непроходимых тропических лесах были открыты развалины городов, а в них и древних храмов-обсерваторий. Но эти материальные памятники всех индейских цивилизаций сохранились лишь от гораздо более поздних времен — от 1 тыс. н.э. и являются «ровесниками» средневековья в Старом Свете. В этом разделе и будет освещена астрономическая деятельность американских аборигенов (см. часть 3).
Глава 4. Астрономия в Древней Греции
1 Общий характер и организация
Наиболее ранние письменные документы об интересе к созвездиям и практическом их использовании в Греции сохранились от эпохи древнегреческого «Возрождения» (после гибели ранней крито-микенской культуры и длительного перерыва — «темных веков», XV—X вв. до н.э.), т.е. с VIII—VII вв. до н.э. (в поэмах Гомера и Гесиода). Первые астрономические познания греками были получены от египетских и вавилонских жрецов-астрономов. Однако на греческой почве не получила развития культовая жреческая или чисто практическая астрономическая деятельность. С самого начала греки проявили «чистый» интерес к небу как к объекту познания. В практической и наблюдательной астрономии они повторили, либо независимо открыли, либо уточнили сделанное их «учителями» (предсказание солнечного затмения 28.05.585 г. до н.э. — Фалес Милетский, он же ввел новое созвездие — Малой Медведицы, главная звезда которого стала указателем северного полюса; введение лунно-солнечных циклов — первый греческий наблюдатель Клеострат Тенедосский и Метон; измерение наклона эклиптики к экватору — Энопид Хиосский; важное оригинальное открытие — неодинаковой продолжительности сезонов — Евктемон).
2. Космическая натурфилософия
Главным вкладом в VII—V вв. до н.э. древнегреческой цивилизации в будущую астрономическую картину мира стал неисчерпаемый поток натурфилософских космолого-космогонических — еще наивных, но иногда весьма глубоких по интуиции гипотез, начиная с самого имени, которое они дали наблюдаемой Вселенной — Космос (Порядок, Красота). Великие древнегреческие натурфилософы, занявшиеся проблемами Космоса на правах вольных художников, имели различные «основные» профессии — математиков, врачей, политиков, флотоводцев, певцов и поэтов. В главнейших натурфилософских объединениях — ионийцев (во главе с одним из семи знаменитых древнегреческих мудрецов — Фалесом, VII—VI вв. до н.э.), пифагорейцев (последователей великого математика и философа Пифагора, VI в. до н.э.), мыслителей элеиской школы Парменида (VI—V вв. до н.э.), в трудах последователей пифагорейцев великих натурфилософов — Анаксагора и Эмпедокла (V в. до н.э.), творцов атомистики Левкиппа и Демокрита (V—IV вв. до н.э.) — впервые были сделаны попытки проникнуть в существо окружающего мира, попытки научного объяснения свойств и даже возникновения всей Вселенной. Напомним эти гениальные идеи и обобщения. Идея первичной беспредельной мировой среды («апейрон»), отличной от всех земных форм вещества, но обеспечивающей их формирование и закономерное существование (ученик Фалеса Анаксимандр, VI в. до н.э.). Идея шарообразности Земли и отраженного характера свечения Луны, как и правильное объяснение причины затмений — загораживанием одних тел другими (Пифагор, VI в. до н.э.).
Пифагорейская идея числовой — выраженной в простых количественных соотношениях — гармонии Вселенной, идея возникновения и формирования ее «из Огненной Единицы» путем развертывания размерности (дающей в движении линии, плоскости и тела). Первая гипотеза подвижности Земли — негеоцентрическая система мира и идея осевого вращения Земли (соответственно, пифагорейцы Филолай, Экфант и Хикетас, V в. до н.э.). Вихревая космогония Анаксагора и его первое естественное объяснение падения метеорита (при Эгоспотамосе ок. 467 г. до н.э.) падением обломка небесного тела (самого Солнца!). Идея бесконечного множества звездных вселенных, формирующихся из случайных завихрений в мировой атомарной материи, различных по возрасту и устройству, развивающихся и гибнущих (Левкипп—Демокрит, V—1Увв. до н.э.).
3. От натурфилософии к точному знанию
С IV в. до н.э в древнегреческую астрономию входит идея научной методологии и математизации естествознания, что было связано с именем ученика Сократа и главы Афинской Академии Платона. Последний и сам был не чужд натурфилософским идеям. Платон вводит пятую сущность — мировой эфир и пять правильных геометрических тел-многогранников как моделей первоэлементов материи. Но именно он бросает призыв — логически обосновывать тезисы и описывать сложные небесные движения разложением их на простые и совершенные круговые и равномерные (иначе, истинные).
Призыв Платона вызвал к жизни появление первых кинематико-механических моделей мира — гомоцентрические сферы Евдокса—Калиппа, дополненные инженерной мыслью первого древнегреческого физика и синтезатора естествознания Аристотеля. В сочинении «Явления» Евдокс дает первое математическое описание космоса — картину созвездий на фоне «координатной» системы из основных небесных кругов — эклиптики и др. (оно дошло до нашего времени лишь в поэтическом переложении Арата, поэта III в. до н.э.) (см.: ИЛИ, 1988, вып. XX).
В результате критического всеобъемлющего анализа всех прежних астрономических результатов и гипотез о Вселенной Аристотель в IV в. до н э. построил и строго для своего времени логически и физически обосновал первую полную физическую систему природы. Главными чертами ее было разделение всего материального мира на «подлунный мир» несовершенных (неравномерных, непредсказуемых, временных) явлений; насильственных и естественных движений; тел, состоящих из элементов различной врожденной тяжести — тяжелой земли, которая потому и оказывается в центре пространства мира, воды, воздуха и легчайшего — огня, проявляющегося в верхних областях воздуха (метеора) в виде разных огненных явлений — комет, падающих звезд, молнии, и совершенный вечный Космос — мир небесных светил из невесомого эфира с их естественным, бессиловым вечным равномерным движением (первая идея инерционного движения) вокруг физического центра материальной Вселенной.
С III в до н.э. новым этапом развития древнегреческой астрономии стали ее достижения в эллинистическом Египте с научным центром в Александрии. Первый каталог звезд Аристилла и Тимохариса с указанием их точных (эклиптических) координат. Первая наблюдательная, на основе измерении, оценка относительных расстояний Солнца и Луны и вывод о громадных размерах нашего главного светила по сравнению с земным шаром; формирование на этой основе первой в истории астрономии подлинно гелиоцентрической системы мира — Аристарх Самосский. Первое точное измерение окружности земного шара Эратосфеном (240 тыс. стадиев, или 45,7 тыс. км, если считать в греческих стадиях по 190,5 м). Первая попытка уточнения им же гражданского календаря путем введения удлиненных годов (в 366 дней) (не осуществившийся Канопский декрет 238 г. до н.э.).
В том же III в. до н.э. в других районах древнегреческого мира за пределами Александрии появляется первое специальное сочинение по сферической астрономии «Сферика» Евклида, а математик Аполлоний Пергский создает свой гениальный метод для описания неравномерных движений путем разложения их на круговые по двойным окружностям — деференту и эпициклу, о то же время еще более великий математик и механик Архимед делает вклад и в астрономию — измеряет точный (притом переменный — максимальный и минимальный) диаметр Солнца и строит знаменитый небесный глобус — планетарий. В сочинении «Псаммит» он же дает первую удивительную оценку размеров Вселенной как вмещающую 10" песчинок (в современном пересчете — порядка межзвездных расстояний). В 220 г. до н.э. Аполлоний из Минда впервые высказал в противовес картине мира Аристотеля идею космической природы комет (она была забыта, пока в I в. до н.э. ее не повторил римский ученый и философ Сенека Младший).
4. Гиппарх и начало точной наблюдательной и теоретической астрономии в Древней Греции
Самый великий древнегреческий астроном Гиппарх (II в. до н.э.) был родом из Вифинии (ныне в Турции) и работал на своей обсерватории на о-ве Родос. На основе собственных и старых вавилонских наблюдений моментов затмении, солнцестояний и равноденствий он уточнил основные астрономические единицы — длину тропического и сидерического солнечных годов, длину синодического и сидерического месяцев, открыл и установил длину аномалистического месяца. Уточнив различие в длительности сезонов, Гиппарх впервые объяснил этот эффект эксцентричностью окружности солнечного пути (в геоцентрической системе), ввел понятия орбиты, апогея, перигея, дал первую оценку эксцентриситета солнечной орбиты и долготы ее апогея. Для орбиты Луны он открыл прямое движение ее апогея с периодом около 9 лет. Гиппарх построил первую теорию неравномерного движения Луны и Солнца, описав их движения с помощью эпицикла и деферента. При этом он упростил эту модель, показав, что если принять скорости движения по названным кругам одинаковыми, а направления противоположными, то в этом случае суммарное движение может быть представлено движением по одной эксцентричной окружности. Не считая достаточными имевшиеся наблюдательные данные о движении планет для создания их теории, он вместе с тем уточнил их средние периоды.
Гиппарх заново открыл и дал первое объяснение явления прецессии — встречным (по отношению к годовому движению Солнца) движением экватора по эклиптике. Его первоначальная оценка скорости этого движения, или постоянной прецессии, из сравнения положения точки осеннего равноденствия относительно ближайшей звезды Спики в его время и в эпоху Аристилла и Тимохариса, т.е. на полтора века раньше, оказалось весьма точной (48" в год истинное 50,3"), по сравнению с его же повторной (36"). Вспышка Новой 134 г. до н.э. стимулировала Гиппарха на составление собственного каталога звезд, в который вошло 850 звезд, впервые разделенных Гиппархом на 6 классов по их блеску (а в его представлении и по размерам). Гиппарх ввел также понятия географических координат — широты и долготы.
Полную теорию видимых движений Солнца, Луны и всех пяти планет, продолжив исследования Гиппарха, построил великий александрийский математик и астроном Клавдий Птолемей (II в. н.э.).
5. Немного о греко-римской астрономии
Период между Гиппархом и Птолемеем отмечен упадком Греции и подчинением ее Римской империи. В греко-римской астрономии этого периода был несколько пополнен каталог Гиппарха (Менелаем Александрийским и др.); выдвинута идея зависимости явления приливов и отливов от положения Луны (Селевком из Селевкии); появилась знаменитая поэма «О природе вещей» Лукреция Кара, где возрождались атомистические идеи Демокрита. Но главным событием стало проведение в 46 г. до н.э. римским императором Юлием Цезарем реформы крайне неупорядоченного римского календаря. Новый единый для всей империи календарь, разработанный египетским астрономом Созигеном (очевидно, по эратосфенову образцу), с високосными годами через каждые три года на четвертый, был введен с 1 января 45 г. до н.э. и утвердился как юлианский календарь.
6. Птолемей и его «Альмагест»
Во II в. появлением в Александрии «Большого математического построения» Птолемея («Мегале синтаксис», переделанное впоследствии арабами в «Аль-Мажисти» — величайшее, а позднее средневековыми европейцами в «Альмагест») завершилась эпоха взлета и высочайшего развития древнегреческой астрономии. Великий древнегреческий математик и астроном Клавдий Птолемей, работавший в Александрии, продолжил исследования Гиппарха и впервые построил полную математическую теорию видимого неравномерного и весьма сложного движения всех подвижных небесных тел. При этом Птолемей сознательно не претендовал на раскрытие истинного положения вещей, а лишь ставил главную для греческой астрономии задачу — «спасти», т.е. отразить в теории известные тогда явления.
В своей эпициклической модели геоцентрической системы мира он впервые сумел представить прямые и попятные движения, стояния и петли планет, даже выход Луны и планет из плоскости эклиптики (движения по широте) —
как результат сложения равномерных круговых движений по целой системе эпициклов и деферентов (своей для каждой планеты). В итоге в движении Солнца и Луны он уточнил гиппархову теорию затмений и открыл первое лунное неравенство — эвекцию. Что касается движения планет, то решающую роль в обеспечении достаточно высокой точности теории сыграла введенная Птолемеем в описание геоцентрической системы мира особая деталь. Движение планеты представлялось равномерным не относительно центра главного несущего круга — деферента, при эксцентричном, несколько отодвинутом от его центра положении Земли (как это было уже в схеме Гиппарха для Луны и Солнца), а относительно другой также эксцентричной точки, расположенной симметрично положению Земли. Поэтому Птолемей назвал ее «эквант» (букв, уравнивающая). Это остроумное нововведение впервые позволило Птолемею описать движение наиболее «строптивых» планет — Марса и Меркурия, отразив их «слишком» быстрое движение в перигее и слишком медленное в апогее. Этого гениального изобретения Птолемея не поняли многие его последователи-геоцентристы, а наиболее крупные даже пытались строить свою теорию без экванта (Насирэддин Туей в XIII в.).
Не оценил экванта и поспешил его отбросить и Коперник. И только Кеплер на пути к открытию своих планетных законов, — действуя еще в рамках представлений о круговых движениях планет — возродил идею экванта, оценив его роль для уточнения теории — уже в гелиоцентрической системе мира. И лишь после освобождения от гипноза «всеобщей округленности» орбит нужда в подобных изощрениях ума полностью отпала.
Еще раз это изобретение Птолемея было оценено в наше время, когда провели с помощью компьютера сравнительные расчеты движения Марса за период 1971—1984 гг. в геоцентрической модели без экванта и с эквантом. Они показали поразительную близость результатов, даваемых второй моделью, с расчетом движения Марса в истинной гелиоцентрической системе мира. Таким образом, Марс (о который в свое время «споткнулся» еще Евдокс и который «подтолкнул» на новые идеи Аристарха) сыграл решающую роль и для Птолемея (как это, спустя полторы тысячи лет, произойдет и с Кеплером!). По существу, эквант впервые позволил весьма точно отразить истинное (неравномерное и некруговое!) кеплерово движение планеты (его второй закон), хотя и в геоцентрической, так сказать, зеркально перевернутой интерпретации. Введение экванта свидетельствовало о величайшей изобретательности человеческого ума, способного даже в таком перевернутом виде весьма точно отобразить действительность. Вместе с тем это показало одну коварную особенность процесса познания, подмеченную еще Гиппархом: возможность и опасность неоднозначного отображения действительности с помощью моделирования для данного уровня точности наблюдений и опыта.
Птолемей дал первый пример того, как исследователь, совершенствуя начальную приближенную теорию, подходит под давлением фактов к такому моменту, когда упрямые факты заставляют его выйти за пределы привычной картины мира. Такие «нарушения» и становятся предпосылками далеких грядущих революций в науке.
В модели Птолемея в полной мере проявились и признаки системности (впервые обнаружившиеся в модели мира Евдокса — но лишь для двух наибольших планет). Все планеты в теории Птолемея подчинялись общему, хотя и совершенно непонятному в рамках геоцентрической модели, закону: радиусы-векторы в первом нижнем эпицикле для всех верхних планет оказались параллельными направлению на Солнце, а у деферента для нижних планет совпали с этим направлением (напомним, у Евдокса именно для этих планет совпали оси вращения их «третьих» сфер). Более того, движения по первым эпициклам для верхних и по деферентам для нижних планет имели одинаковый период, равный 1 году, то есть периоду обращения Солнца вокруг Земли! (Ответ на все эти загадки нашел Коперник. См. ниже.)
7. Двойственная роль «Альмагеста» в истории науки Подведем итоги. В своем труде Птолемей, помимо введения экванта, значительно усовершенствовал главный математический аппарат астрономии — сферическую тригонометрию. В течение столетий использовались вычисленные им таблицы хорд (синусов). В конструкции Птолемея нашла реализацию и наиболее прямое выражение поразительная по своей глубине мысль Платона — объяснять сложные явления методом разложения их на простые правильные элементы, делающие эти явления доступными для описания на языке математики (которую в дальнейшем два других гения — Леонардо да Винчи и за ним Галилей назовут «языком Природы»).
Вместе с тем в концепции Птолемея, быть может, именно благодаря ее полноте, явственно обнаружились существенно различающиеся пределы справедливости, с одной стороны, общей идеи, а с другой — конкретной программы Платона в качестве основ астрономической картины мира. Идея — изучать сложное путем разложения на простые элементы — дожила до наших дней и продолжает «работать». Но ее конкретизация в виде программы — свести все сложные видимые движения небесных тел (как иллюзорные) к круговым и равномерным (как истинным) — оказалась неоправданно широкой, «безграничной» экстраполяцией весьма частного вида движения и потому была отвергнута дальнейшим ходом развития науки (уже к началу XVII в.). Под давлением фактов сам Птолемей отступил от этой мировоззренческой программы многозначительным введением экванта. Так в недрах геоцентрической теории по мере ее совершенствования закладывались предпосылки ее будущего краха.
Теория Птолемея получила широкую известность и произвела глубокое впечатление не только на его современников. Начиная с III в. и в последующие столетия ее изучали в учебных заведениях и многократно комментировали. Попав (еще до гибели Александрийского научного центра в VII в.) в Индию, а оттуда, к VIII в., к арабским астрономам и математикам, «Альмагест» в арабском переводе достиг в IX в. Средневековой Европы. Здесь препарированная христианскими богословами и превращенная в догму система мира Птолемея—Аристотеля безраздельно господствовала вплоть до XVI в., став идеологическим тормозом для научного прогресса.
Напротив, математическая, вычислительная часть теории Птолемея, опиравшаяся на точные наблюдения за огромный период — от вавилонских с VII в. до н. э. до гиппарховых, а также ряда александрийских астрономов и свои собственные, позволила впервые создать достаточно точные для своего времени астрономические таблицы (положений светил в тот или иной момент времени, эфемерид). При дальнейшем совершенствовании теории (по тому же принципу — добавлением новых эпициклов, что, конечно, все более усложняло ее) создававшиеся на ее основе таблицы обслуживали практическую астрономию на протяжении почти полутора тысяч лет. В этом отношении теория Птолемея способствовала развитию мореходства и торговли и в значительной мере стимулировала и обеспечила великие географические открытия XV—XVI вв.
Великая эпоха древнегреческой астрономии — «греческого чуда», длившаяся почти тысячу лет, закончилась с наступлением узаконенного в Риме в 311 г. прежде гонимого христианства, попытками сохранить в последнем оплоте древнегреческой науки — Александрии идеи античной и эллинистической натурфилософии (движение неоплатоников) и гибелью в 415 г. от рук новых религиозных фанатиков первой известной женщины — астронома и философа, защитника неоплатонизма Гипатии.
Литература к части 2
Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука. II Рождение астрономии / Пер.
с англ. Г.Е. Куртика. Под ред. А.А. Гурштейна. М.: Наука, 1991. — 334с. Веселовский И.Н. Аристарх Самосский — Коперник античного мира // Историко-астрономические исследования (ИАИ). 1961. Вып. VII. С. 11—70. Володарский А.И. Астрономия в древней Индии // ИАИ. 1975. Вып. 12.
С. 237-352.
Гейберг И.Л. Естествознание и математика в классической древности. М.-Л, 1936.
Диоген Лаэртский. О жизни, учениях и изречениях знаменитых философов. М., 1986. - 572 с.
Ершова Г.Г. Зодиакальный пояс в представлениях мезоамериканцев / / Системные исследования взаимосвязи древних культур Сибири и Северной Америки. Вып. 3. СПб., 1996.
Жмудь Л .Я. Наука, философия и религия в раннем пифагореизме. СПб., 1994. - 376 с.
Куртик Г.Е. Космология Древней Месопотамии // Исследования по истории физики и механики. М., 1999. С. 60—75. Лукреций Кар. О природе вещей. М., 1946. Нейгебауэр О. Точные науки в древности. М., 1968.Птолемей Клавдий. Альмагест / Пер. с древнегреч. И.Н. Веселовского. М, 1998.
Рожанский И.Д. Античная наука. М., 1980. — 199 с.
Старцев ПЛ. Очерки истории астрономии в Китае. М.: Гос. изд-во физ.-мат. лит., 1961. — 156 с.
У истоков классической науки. М., 1968. — 351 с.
Фрагменты ранних греческих философов. 4.1. От эпических теокосмогоний до возникновения атомистики / Сост. А.В. Лебедев. Отв. ред. И.Д. Рожанский. М.: Наука, 1989. — 576 с.
Ян Хиншун. Материалистическая мысль в Древнем Китае. М., 1984.
Глава 5. Наука под властью религии. Эпоха контрастов.
Средневековье (IV—XV вв.) обычно считалось мрачным провалом в истории науки, которая в это время оказалась под полной властью религии. В Европе это была власть христианства. Догматизм, характерный для богословия, исключал всякую возможность самостоятельного изучения окружающего мира. Последнее подменялось изучением, вернее, заучиванием утверждений Библии и препарированных церковниками учений Аристотеля и Птолемея.
Точно так же не признавала истины вне Корана и новая религия Востока — ислам, основанный в VII в. и ставший государственной религией в арабском мире (а позднее проникший и в Индию). Беспрекословного подчинения своим догматам требовали и другие централизованные формы религии, например, буддизм в Индии, распространившийся в Средние века и на Китай.
Но даже в таких условиях люди не переставали размышлять об устройстве, законах и происхождении окружающего мира. В Европе в этот период происходил сложный процесс искоренения всего дохристианского, языческого в духовной жизни, с чем церковь неразрывно связывала и древнегреческое наследие в науке. Но одновременно это наследие неизбежно проникало в христианский мир, захватывая умы образованных философов-богословов. Это приводило к попыткам совместить старые натурфилософские учения с новыми рели-гиозными догмами
Глава 6. Астрономия в первом государственном центре христианства — Византии и ее культурном ареале (IV—XV вв.)
1. Сохранение и освоение эллинистического наследия С 476 г. Западная Римская империя прекратила свое существование. Хранительницей древнегреческого научного, натурфилософского наследия стала
Восточная Римская империя, вошедшая в историю как государство Византия — первый центр христианства. Духовная власть христианства, быть может, впервые за всю историю человечества стала активно формировать «массовую культуру». Богословы насаждали убеждение в невозможности, ненужности и даже греховности попыток узнать о мире больше того, что сказано о нем в Библии. В то же время при полном подавлении в Византии светского образования центрами, по крайней мере, книжной учености становились монастыри, ставшие хранилищами древних античных рукописей.
Начиналась эпоха комментаторства и препарирования в духе христианства античных авторов — прежде всего сочинений Аристотеля и Птолемея, сначала отвергавшихся, а затем догматизированных и церковью.
Новой прикладной задачей стало составление пасхалий — лунно-солнечных таблиц для расчета даты наступления главного христианского праздника пасхи, которая отмечается в первое воскресенье после первого весеннего (т.е. после дня весеннего равноденствия) полнолуния. Но ежегодные смещения полнолуний относительно равноденствий, как и относительно воскресений смещают и дату пасхи в пределах марта — апреля. Поэтому составление пасхалий требует достаточных астрономических знаний. На этом пути астрономов поджидала и другая трудность. Постановление христианской церкви о пасхе было принято в 325 г. на Никейском соборе и «навечно» привязано к 21 марта (на которое тогда и приходилось весеннее равноденствие). Но из-за неточности юлианского календаря эта дата систематически смещалась в сторону лета, отставая от истинного равноденствия (т.к. истинный солнечный год короче юлианского). Уже в VIII в. некоторые образованные богословы в Византии осознали необходимость совершенствования юлианского календаря. Но решить эту задачу удалось только в XVI в.
2. Судьба астрономической картины мира в Византии '•' Византия после падения Рима в течение нескольких веков оставалась изолированным островом культуры и в первые века своего укрепления (III—V вв.) христианство сосуществовало и вынужденно делило свой авторитет с еще высоким авторитетом античных и эллинистических классиков. Византийские философы-богословы и комментаторы IV в. Василий Великий, Григорий Нисский, а позднее, в IX в., один из наиболее образованных людей в Византии епископ Фотий — утверждали, например, что шарообразность Земли не противоречит Библии. Вместе с тем о крайнем упадке общего уровня знаний говорило известное высмеивание византийскими богословами V в. идеи существования антиподов и, следовательно, шарообразности Земли и широкая популярность в VI в. примитивной «модели мира» вновь с плоской Землей монаха Космы Индикоплова. Однако в том же В VI в. Иоанн Филопон (букв, «трудолюб» — греч.), впервые критически пересмотрел главные положения механики Аристотеля.
Гениальная идея Филопона, что с силой брошенному телу источник движения сообщает некую внутреннюю силу, которая определяет его скорость и поддерживает его движение, позволяет назвать его ранним предтечей родоначальника научной механики Галилея
3. Византия и астрономия в раннехристианской Руси Начиная с X—XI вв. тесные связи с Византией быстро подняли культурный уровень сначала христианской Киевской Руси, а затем и других русских княжеств. В своем приобщении к византийской культуре Русь обгоняла в то время Западную Европу. В то же время проникшая на Русь астрология подвергалась беспощадному гонению со стороны православной церкви (как наука бесовская, посягавшая на власть Бога). Не отличая ее от «остронумеи», церковь жестоко преследовала и распространителей астрономических знании и книг (даже таких, как например «Шестокрыл» — лунные таблицы, и т.п., распространявшихся просветителем из Литвы Захарием Скарой).
Глава 7. Астрономия Средневекового Востока (V—XV вв.)
Из дошедших сюда тем или иным путем — по военным или мирным дорогам (через завоевателей, в виде трофеев; путем торгового и культурного обмена) научных сочинений древних греков в первую очередь были усвоены более понятные переводчикам и не связанные с идеологией и мировоззрением математические труды или части астрономических сочинений (как это и произошло при освоении «Альмагеста»). Именно на основании древнегреческого наследия развивалась в средние века астрономия на ближнем, среднем и дальнем Востоке (исключение составлял более изолированный Китай). Причем хронологически это наследие проникало и осваивалось сначала на Дальнем, затем на Ближнем и, наконец, на среднем Востоке.
1. Астрономия в средневековой Индии (V—VII вв.)
Уже в первые века новой эры в Индии произошло выделение астрономии из натурфилософии и появились в основном компилятивные сочинения математико-астрономического содержания — сиддханты. Из пяти известных сиддхант наиболее содержательной была «Сурья-сиддханта» — индийский вариант «Альмагеста » (IV—V вв.)
Особенностью средневековой индийской космической натурфилософии было сформировавшееся в ней (быть может, под влиянием Вавилонской астрологии) представление о «великих периодах» существования и развития Вселенной — «югах», от наименьшего в 432 тыс. лет до наибольшего — 4 320 000 000 лет («день Брахмы» - период между творением и гибелью очередного мира, с последующим рождением нового и полным повторением всех событий в нем). Это перекликается с «Великим годом» пифагорейцев, орфиков, стоиков в Древней Греции и с вавилонским периодом суммарного правления всех вавилонских царей «до потопа» = 120 cap (где SAR = 60 х 60 — 3 600 лет), то есть 432 000 лет! Этот последний был провозглашен вавилонским астрологом Бероссом, учившим греков астрономии (и, видимо, астрологии) в III в. до н. э. Такие представления о цикличности развития мира стали основой гироскопической астрологии.
Наиболее знаменитыми индийскими учеными Средневековья были Ари-абхата (ок. 476 - ок. 550) и Варахамихира (?-587) - авторы двух энциклопедических сочинений по астрономии, соответственно, «Ариабхатия» (499 г.) и «Панча-сиддхантика», а также Брахмагупта (598-?), с именем которого связывают появление в Индии идеи тяготения. Они передавали в своих сочинениях в основном сведения из «Альмагеста». Оригинальным же в работах индийцев было значительное развитие математического аппарата астрономии, особенно тригонометрии. Через них теоретическая астрономия Гиппарха—Птолемея дошла до арабов и среднеазиатских астрономов.
Материалистическое натурфилософское учение «санкхья» внесло в космолого-космогоническую картину интересную с современной точки зрения идею существования материи в двух принципиальных формах — непроявленной (авьякта — некий принцип материальности, который присутствует в каждой вещи) и проявленной (вьякта, представленная миром конкретных вещей). Учение санкхья и близкое к нему — локаята были созвучны идеям Левкиппа, Демокрита, Эпикура, Лукреция Кара. Но в целом в Средневековой Индии преобладало идеалистическое учение веданта, и даже учение санкхья в конце средних веков включило признание Бога. Видимо, и здесь сказалось давление укреплявшейся государственной религии Индии — буддизма.
2. Астрономия и картина мира в Китае в период Средневековья и самоизоляции страны (V—XVII вв.)
В эпоху Средневековья состояние китайской науки, в т.ч. астрономии, сильно зависело от состояния страны — объединения ее частей или раздробленности. Объединенный Китай VI—X в. опережал в культурном и научном отношении другие страны. В VII в. в Китае печатались книги, с VIII в. начала выходить первая в мире газета. В IX в. уже существовала государственная организация научной деятельности были созданы первые в мире институты и координационные советы в астрономи, действовала «Палата ученых» — прообраз Академии наук. В китайских хрониках (начиная с IV в.) сохранилось множество имен выдающихся астрономов-наблюдателей, вычислителей, конструкторов инструментов и приборов. Последние были подлинными произведениями искусства и нередко делались из драгоценных металлов богато изукрашенные солнечные и водяные часы, глобусы и армиллярные сферы, секстанты и квадранты, разного типа теодолиты и др. Подобные инструменты насчитывались десятками и сотнями. Во время колониальных войн Англии эти шедевры в огромной массе пошли на переплавку для военных нужд захватчиков.
В средневековом Китае был сделан ряд крупных открытий в наблюдательной и вычислительной астрономии. В IV в. Юй Си независимо переоткрыл прецессию. В vb. Цзу Чун-чжи очень точно определил длину драконическогс месяца (27,21223 суток; современные нам данные: 27,21222) и сидерического периода обращения Юпитера (83/7 = 11,857 года; современные данные 11,86223). Он же улучшил теорию затмений и усовершенствовал календарь. В VIII в. в Китае было проведено первое градусное измерение дуги меридиана (на 100 лет раньше арабов). Шэнь Ко (1031—1095) из Ханьчжоу, астроном, музыкант, врач и дипломат, исследовал неравномерное движение Солнца по эклиптике и уточнил место северного полюса мира (в 3" от Полярной).
Особое место в китайской астрономии продолжала занимать служба регистрации необычных небесных явлений. С X по XVII вв. здесь было отмечено 12 случаев появления новых звезд. Среди них и знаменитая Сверхновая — «звезда-гостья», вспыхнувшая на небе 28 июня 1054 г. и остававшаяся видимой до 1056 г. (ее остаток — пульсар в центре Крабовидной туманности). Еще в 983 г. в Китае была напечатана энциклопедия наук из 1000 (!) томов. В XIII в. вышла новая — из 24 многотомных разделов, один из которых был целиком посвящен астрономии.
Как и в других регионах, в Китае как бы сосуществовали два уровня миропонимания — наряду с распространенными примитивными представлениями об устройстве Вселенной, здесь еще до III в. существовало учение, напротив, поражающее неожиданной философской глубиной — о беспредельной Вселенной, где Солнце, Луна и пять планет — шарообразны и свободно плавают в пустоте безграничного мирового пространства, причем Земля также находится в движении, но мы не замечаем этого, поскольку движемся вместе с нею. Голубой цвет неба — зрительная иллюзия, а истинной причины мы не знаем. Вообще человеческий глаз не в силах охватить Вселенную, а ум понять ее всю.
Но уже с XII в. развитие всей культурной жизни в Китае стало тормозиться из-за набегов соседей. И к концу рассматриваемого периода наука вновь оказалась в упадке. Вместе с тем, от XIII в. на камне в храме Конфуция в Суч-жоу близ Шанхая сохранилась надпись с изложением космогонической теории о том, что «Небо и Земля первоначально представляли собой большую туманность. Все небесные явления имеют свои естественные законы развития. ...Конкретным проявлением действия этих законов является образование Солнца, Луны и пяти планет.., 28 созвездий и Полярной звезды. В образовании их имеется постоянная закономерность. Эта закономерность согласуется с законом существования человечества» (своего рода идея антропного принципа!).
3. Астрономия и астрономическая картина мира средневекового Ближнего и Среднего Востока (VIII—XV вв.)
В VII—X вв. астрономическая деятельность интенсивно развивалась в исламском мире — на обширной территории Арабского халифата (от нынешних Ирана, Ирака и Средней Азии на востоке до Северной Африки и Испании на западе), а после его распадения, в XII—XV вв. в среднеазиатском культурном регионе на территории нынешних Азербайджана, Таджикистана, Узбекистана, отчасти Ирака, Ирана и Афганистана. Исламская культура и наука выросла на ассимилированной культуре завоеванных народов, прежде всего колоний Византии, и через нее унаследовала античные и эллинистические достижения в астрономии.
3.1./ Астрономия в арабском халифате. Один из первых багдадских халифов аль-Мансур собрал вокруг себя ученых с Запада и из Индии, и по его приказу в последней четверти VIII в. были переведены на арабский язык индийские сиддханты Ариабхаты и Брахмагупты. При его сыне аль-Мамуне в Багдаде была создана своего рода академия наук — «Дом мудрости», построена обсерватория и начат перевод научных сочинений непосредственно с древнегреческого. Полный перевод знаменитого сочинения Птолемея «Мегале Синтаксис» впервые осуществил в IX в. арабский ученый Сабит ибн Корра. Знакомство с индийским переложением теории Птолемея и тем более с переводом самого его труда, превращенного арабами в «Альмагест», стимулировало, с одной стороны, развитие наблюдательной арабской астрономии и строительство первых больших угломерных инструментов, а с другой — развитие соответствующего математического аппарата, как и математики вообще. Среди других выделялся Абу-ль-Вэфа (X в.), который впервые обнаружил новое неравенство в движении Луны — вариацию и написал первое со времен античности большое оригинальное сочинение по астрономии, принимавшееся одно время за перевод «Альмагеста». Знаменитый поэт и ученый XI в. — математик и астроном Омар Хайам разработал самый точный за всю историю астрономии календарь и развивал идеи бесконечности Вселенной.
За счет увеличения размеров своих угломерных инструментов — стенных секстантов и квадрантов, а также за счет перехода к длительным систематическим наблюдениям арабские астрономы существенно повысили точность наблюдений и вскоре заметили неточность птолемеевых астрономических таблиц. Поэтому в дальнейшем их основные усилия были направлены на составление новых солнечных, лунных и планетных таблиц и звездных каталогов зиджей. Такое наблюдательное направление астрономии сохранилось и в новых среднеазиатских научных центрах.
3.2. Астрономия на Среднем Востоке (в Средней Азии). В X—XV вв. выдвинулись на передний план три новых астрономических центра, территориально принадлежавших к Средней Азии (частично нынешним Узбекистану и Азербайджану), но по языку и культурным основам также относившихся к миру арабо-язычной культуры.
В X—XI вв. в одном из таких центров — Газни (на юго-востоке современного Афганистана) жил и работал великий ученый и мыслитель, первый энциклопедист исламского мира Абу Рейхан Мухаммед ибн Ахмед Аль Бируни. Математике и астрономии посвящено свыше 40 (из 150) его сочинении. Он построил первый в мире большой стенной квадрант с радиусом дуги около 4 м, что повысило точность определения положения Солнца и планет до 2 (точность наблюдений у Птолемея не превышала 10').
Свои многочисленные и разнообразные исследования и результаты Бируни изложил в фундаментальных сочинениях: «Книга истолкования основных начал астрономии» (1029—1034), «Канон Масуда» (астрономические таблицы и звездный каталог, с традиционным посвящением правителю — Масуду, сыну Махмуда Газневи), «Геодезия», «Минералогия», «Индия». Первые два в течение веков служили главными учебниками астрономии в странах ислама мире и вообще на Востоке.
Бируни с высокой точностью измерил наклон эклиптики к экватору ТУ 34' 00" и открыл переменность этой величины, показав, что она уменьшается на 50,6" в столетие (современные данные для той эпохи, соответственно, 23° 34' 0,45" и 46,8"). Он уточнил скорость роста долготы солнечного апогея (52,2" в год; по современным данным, 61,9"), максимальное расстояние до Луны (65 земных радиусов; современная оценка — 63,5), впервые весьма точно измерил длину градуса меридиана и уточнил радиус Земли (110,691 км и 6403 км, соответственно). Он первым отметил явление зодиакального света. Бируни резко высмеивал астрологию как лженауку.
В XIII в. в г. Марага (на территории нынешнего иранского Азербайджана) жил и руководил специально созданной для него обсерваторией астроном, математик, поэт и философ Мухаммед ибн Хасан Насирэддин Туей (широко известный в народе как Ходжа Насирэддин). С помощью своего стенного квадранта с радиусом дуги 6,5 м. он существенно уточнил постоянную прецессии (51,4"). Под его руководством были составлены новые «Ильханские таблицы» — Зидж, включивший и новый звездный каталог, помимо лунно-солнечных н планетных таблиц. В течение двух веков они были основой при составлении на Среднем Востоке ежегодных календарей.
Самым известным на Среднем Востоке астрономом XV в. был внук Тамерлана и правитель Самарканда Мухаммад ибн Шахрух ибн Тимур Гураган по прозвищу Улугбек (Великий князь). Он построил недалеко от своей столицы уникальную обсерваторию, которая славилась по всему Восточному миру своим грандиозным инструментом — квадрантом с радиусом дуги свыше 40 м (использовался он как секстант). Инструмент на 10 м уходил под землю, остальная его часть на 30 м возносилась над поверхностью 15-метрового холма, и трехъярусное богато изукрашенное цилиндрическое здание обсерватории поперечником в 48 м служило как бы футляром для этого грандиозного инструмента. На его мраморной дуге одному градусу соответствовал отрезок более чем в 70 см и даже 1" — 0,2 мм! В результате многолетних систематических наблюдений на нем был измерен с неслыханной до той поры точностью наклон эклиптики к экватору (23° 30' 17", лишь на 32" меньше истинного значения); уточнено положение точки весеннего равноденствия и с точностью до 1" измерена длина тропического года. Улугбеку приписывают также и новое уточнение постоянной прецессии (51,4"). Им были составлены новые таблицы для предвычисления солнечных и лунных затмений. (Лунные затмения были тогда единственным методом определения долготы места, например, на море). С помощью меньших инструментов был составлен новый звездный каталог более тысячи звезд (впервые положения около 700 из них были не перевычислены из старых каталогов с учетом прецессии, а определены заново и с весьма большой для массовых измерений точностью 15'). Результаты этой грандиозной коллективной работы вошли в новый зидж — «Гураганские таблицы» — по содержанию это был энциклопедический курс астрономии и геодезии с математическим аппаратом.
В теории средневековые астрономы исламского мира совершенствовали главным образом математический аппарат теории Птолемея. Аль-Баттани усовершенствовал сферическую тригонометрию, введя вслед за индийцами в астрономическую практику синусы. В трудах Бируни, Насирэддина Туей и других тригонометрия оформилась и получила развитие как самостоятельная наука. Систему мира Птолемея арабские астрономы стремились усовершенствовать лишь в направлении укрепления ее геоцентрической основы. Так, Насирэддин Туей первым отверг Птолемеев эквант, заменив его новой системой кругов, чем сделал шаг назад.
Исключением был великий мыслитель Бируни, но его глубокие догадки о физической природе ряда явлений остались непонятными его современникам и вплоть до конца XIX в. были неизвестны европейской науке. Еще более чуждыми своей эпохе были высказывания Омара Хайяма о бесконечности Вселенной, также не нашедшие отклика, совершенно забытые на Востоке и остававшиеся неизвестными в Европе вплоть до нашего времени.
Главным наследием астрономов средневекового Ближнего и Среднего Востока стали их многочисленные «Зиджи» (их сохранилось около ста!). Они оказались весьма полезными при изучении мира звезд в последующие века.
Глава 8. Астрономия у индейцев Америки
Во II—X вв. существовали высокоразвитые цивилизации индейцев майя (на территории нынешних южной Мексики, Гондураса, Гватемалы и Белиза) и тольтеков (в центральной Мексике). Главными городами первых были (в X в.) Чичен-Ица, Майапан, Ушмаль. Главным культурным центром тольтеков — древний Теотиуакан. Вместе с тем «высокоразвитость» сочеталась здесь с весьма мрачными культами: после покорения майя тольтеками (в IX в.) и смешения культур от последних в религию майя вошли человеческие жертвоприношения — ежедневное «кормление» бога Солнца (чтобы оно не погасло за ночь). В XII в. эта цивилизация была уничтожена северными племенами науа, куда входило и воинственное племя ацтеков. Ацтеки основали свои главный город Теночтитлан (нынешний г. Мехико), покорили к XV в. всю центральную Мексику, но сами унаследовали культуру тольтеков и майа, которая была вершиной развития цивилизаций в доколумбовой Америке.
В Южной Америке с XI в. усиливалось и к XVв.. стало господствующим воинственное племя инка, создавшее свое рабовладельческое государство — Туантинсуйу. Видимо, для укрепления своей власти правители его даже запретили и практически уничтожили древнюю письменность инка, и до нас дошло от этой культуры только примитивное мало информативное для исследователей бытовое «узелковое письмо» — кипу.
В XVI в. все эти индейские цивилизации и практически все письменное культурное наследие индейцев были беспощадно уничтожены испанскими завоевателями-колонизаторами. Помимо немногих уцелевших таких источников («Кодексов» у майя), следы астрономической деятельности индейцев сохранились только в записях испанских миссионеров и в виде развалин грандиозных культовых и астрономических сооружений. Наиболее знаменитые из них — храм-обсерватория «Караколь» в Чичен-Ице (посвященный главному богу тольтеков повелителю ветров Кетцалькоатлю, или Пернатому Змею); пятиэтажная круглая башня в г. Паленке и целый астрономический наблюдательный комплекс в майянском г. Вашактун. В указанный так называемый классический период (до X в.) у майя насчитывалось до 20 обсерваторий. Древние индейцы поклонялись также животным. Но даже на таком сооружении — Храме Ягуара — была обнаружена астрономическая символика: весьма своеобразное изображение «Утренней звезды» (Венеры).
В центре цивилизации инка г. Мачу-Пикчу на границе нынешнего Перу и Бразилии на высоте 2400 м над уровнем моря сохранились развалины большой обсерватории, на которой жрецы-астрономы наблюдали движение Солнца (по тени гномона). Следов других инструментов индейских астрономов не сохранилось. Для фиксирования рубежных моментов года — равноденствий и солнцестояний наблюдения велись сквозь узкие длинные просветы в стенах обсерваторий, куда в соответствующий момент проникал луч света восходящего солнца или был виден восход Плеяд — сигнал о наступлении сезона сельскохозяйственных работ.
В Перу на плоскогорье Пампа-де Наска был открыт, (в конце первой половины XX в.), уникальный археоастрономический памятник в виде загадочных колоссальных фигур и линий (размерами и длиной в десятки и сотни метров!), вырезанных в твердой почве, как установили, в VII в. индейцами племенем наска, жившими здесь со II в. н.э. Некоторые линии и ориентированные фигуры имеют астрономически значимые направления — на восход Солнца в летнее солнцестояние (22 декабря).
Наибольшего развития астрономия достигла в классический период (VI—X вв.) цивилизации майя. Астрономическая деятельность здесь также была государственной службой. Жрецы —астрономы следили за сменой лунных фаз, за наступлением затмений (которые уже умели предсказывать), за перемещением планет и появлением комет. Последним, как и метеорам, приписывалось особое влияние на жизнь людей. От тольтеков было воспринято особое внимание к светилу «Чак-Ек » (Большой Звезде) — Венере. Были обнаружены майянские таблицы движения Марса (у майя — Тапир, букв. Клыкастый), Меркурия. Но предсказания по светилам счастливых и несчастливых дней делались не для отдельных лиц (исключая правителей), а для отдельных общественных слоев, возрастных групп населения. Стимулированные хозяйственными и культовыми целями астрономы-наблюдатели майя достигли больших успехов: весьма точно определили синодические периоды всех подвижных светил, особенно среднюю долготу лунного месяца (29,53053 суток, против истинного 29,53059). Зона перемещения светил — майянский зодиак состоял из 13 участков — созвездий (видимо, с опорой на сидерический месяц, составляющий около 1/13 года). Это, а также принятая у майя 20-ричная система счисления, отразились на календаре. У майя было две системы календаря. Особой точностью отличался совершенно необычный культовый жреческий календарь. В основе его лежала 13-дневная «неделя» (день в ней определялся только номером) и 20-дневный «месяц» (день в нем имел номер и название, имел имя и сам месяц). Таким образом, каждая дата определялась четырьмя признаками, сочетание которых повторялось через каждые 52 года. Год состоял из 13 20-дневных месяцев (260) и был близок к периоду созревания человеческого плода. Периодам кратным 52 годам (с множителями 13, 7, 6 и 13) придавался мистический смысл четырех эр существования Вселенной, и в конце каждой эры ожидался конец света. А переход через такой рубеж отмечался празднествами.
Другой, гражданский календарь — из 365 дней, также имел особую структуру: делился на 18 20-дневных месяцев (360 дней) + 5 дней несчастливых (смена богов). Этот год начинали с зимнего солнцестояния (с 23 декабря). Системой вставок добавочного месяца календарь согласовывался с истинным солнечным годом, длину которого майя определили с фантастической точностью (365,2420, против истинной 365,2422). В календарных расчетах фигурировал и «год Венеры» в 584 суток (синодический период планеты), а по мнению некоторых исследователей, и аналогичные периоды других планет. За начало своего летосчисления майя принимали мифическую дату чудовищной давности — 5 041 738 год до н.э., а историческую хронологию вели с 3113 года.
Как и у других древних цивилизаций. Вселенная по космогонии майя, существовала циклически — с повторением рождения и гибели. В свою систему летосчисления майя вводили огромные периоды, кратные 20 — от 1 дня («кин») до 64 000 000 лет! (Кратность 20 нарушалась один раз, для сближения одного из периодов с реальным годом, — правда, только в 360 дней). Цель введения таких периодов неизвестна, но все это сближает цивилизацию майя с Древней Индией и в конечном счете с Вавилоном.
Вселенную майя представляли многослойной — мир «Иок-наб» (букв, «над Землей») состоял из 13 небес, подземный мир мрака — из 9 кругов — слоев (как и у греков). Каждый круг наверху и внизу управлялся своим богом.
Такой разрыв между весьма развитой наблюдательной и вычислительной астрономией и примитивной картиной мира был, очевидно, характерен (как мы уже видели на примере централизованных Вавилона, Египта, Китая) для древних обществ резко централизованной властью, с жестко управляемой и направляемой единой идеологией, не создававшей условий для свободного развития натурфилософии. Но в данном случае, возможно, такой разрыв объясняется почти полным уничтожением подлинных письменных источников, быть может, содержавших мысли и древних индейских философов.
Глава 9. Астрономия и астрономическая картина мира в средневековой Западной Европе (VII — начало XVI вв.)
1. Освоение наследия древнегреческой и арабской астрономии (VII—XII вв.) Первым признаком оживления духовной жизни континентальной Западной Европы (после нескольких веков полного духовного невежества) стало «Каролингское возрождение» VIII—IX вв. при императоре обширного Франкского государства Карле Великом и его наследниках. При его дворе содержалось ученое общество; при монастырях были открыты школы с обучением двух ступеней: «тривиум» (грамматика, риторика, диалектика) и «квадривиум» (возрожденный пифагорейский набор дисциплин — геометрия, арифметика, астрономия, музыка). Через арабов-мавров, господствовавших в южной части Европы, на европейский континент также стали проникать астрономические и математические сочинения античных и эллинистических авторов, как и собственные результаты арабских ученых. В X—XI вв. новые учебные центры были открыты в Испании (Кордове, Толедо, Севилье) и в Северной Африке (в Марокко), также находившейся под властью арабов. К XII в. усилилась деятельность европейцев по переводу древнегреческих и арабских астрономических сочинений. Были переведены на латынь «Астрономия» аль-Баттани (у европейцев — Альбатений); астрономические таблицы ал-Хорезми, «Начала» Евклида, наконец, «Альмагест», а также «Толедские таблицы».
В 1252 г., в год восшествия на престол короля-астронома Альфонса X (Мудрого) были опубликованы новые — Альфонсинские таблицы, составленные под его руководством на построенной им в Толедо обсерватории.
Начиная с XI в. в Западной Европе появляется множество латинских переводов сочинений Аристотеля (с греческого и арабского), и в XIII в. теолог Фома Аквинский на основе космологической картины мира Аристотеля систематизирует само католическое вероучение. Учение Аристотеля, как и теория Птолемея, были, таким образом, узаконены католической церковью.
2. Состояние и развитие представлений о Вселенной в эпоху комментаторства и схоластики
Европу захватило комментаторство и схоластика (обучение по книжным образцам). При всем отрицательном воздействии схоластики на развитие науки в ней были и положительные элементы. Она учила логически мыслить, анализировать, совершенствоваться в искусстве спора и логических доказательств. Это способствовало развитию теоретического мышления.
Начиная с XIII в. новые важные элементы будущей астрономической картины мира, равно как и новый подход к изучению явлений, новая методология науки, закладывались, как ни странно, в недрах геометрической оптики и проявились в удивительной и весьма плодотворной «оптико-геометрической аналогии». Авторы этой новой космолого-космогонической модели мира Роберт Большеголовый (Гроссетет) и его последователь Роджер Бэкон, возрождая атомизм Демокрита, представили возникновение Вселенной как процесс, аналогичный мгновенному распространению света из точечного источника. А поскольку свет представлялся потоком корпускул, то в каждый момент этого процесса Вселенная рисовалась как бы ограниченной сферой из концов световых лучей и по мере их распространения расширялась. Но ввиду дискретности света и конечного числа таких лучей поверхностная плотность их концов на сфере уменьшалась обратно пропорционально площади сферы, иначе квадрату ее радиуса (т.е. расстояния от центра Вселенной), так что материальная Вселенная не могла быть бесконечной. Дальнейший космогонический процесс — образование небесных тел, по представлениям Гроссетета, был обусловлен различием плотности возникающей таким образом материи в разных местах пространства: наибольшей в центральной части (где и находится теперь Земля) и наиболее разреженной на периферии (небо и небесные тела). На основе такой модели Р. Бэкон высказал идею по существу универсальных физических центральных сил, таким же образом зависящих от расстояния и действующих как на Земле, так и на Небе. Исследовавший этот вопрос известный русский историк физики B.П. Зубов писал: «Так световая сфера получает более глубокое значение силовой сферы" или "поля действия сил" вообще" (Зубов, /947, с. 291—292).
3. Новые сомнения в неподвижности Земли и геоцентризме Французский философ и математик, ректор Парижского университета (Сорбонны) Жан Буридан (XIV в.) в критическом сочинении «Вопросы к четырем книгам о небе и о Вселенной Аристотеля» первым в новое время высказал «серьезное сомнение в том, что Земля находится прямо в центре Вселенной и что ее центр совпадает с центром Вселенной». Он писал также, что «имеется сильное сомнение о том, не перемещается ли Земля как целое... поступательно». Он также допускал возможность и ее вращения, что объяснило бы смену дня и ночи.
4. Возрождение идеи эволюционного (не циклического развития Вселенной и несоизмеримости небесных движении как аргумент против астрологии
В том же XIV в. новое понимание принципов устройства Вселенной было провозглашено в трудах французского математика, астронома и философа, также в свое время ректора Сорбонны Николая Орема. В сочинении «О соизмеримости или несоизмеримости небесных движений» он обосновывал большую вероятность последнего и видел в этом основной аргумент против возможности астрологических предсказаний (опиравшихся на идею великих циклов повторении всех событий). В другом сочинении «Книга о небе и Вселенной» он обращал внимание на невозможность, по крайней мере, доказать неподвижность земли.
Итак, в средневековой Западной Европе в XIII-XIV вв. уже обсуждались фундаментальные космологические идеи. Вместе с тем астрономия как наблюдательная и математическая наука не получила заметного развития .В духовной жизни Европы господствовали богословские споры, схоластика, а на другом полюсе — магия, алхимия, астрология...
5. Западноевропейская астрономия на заре эпохи Возрождения (XVв.)
В XV в. в Западной Европе наметился резкий поворот в развитии астрономии. К этому времени здесь (прежде всего в Италии) уже развернулся процесс возрождения творческой деятельности человека в литературе, живописи и других видах искусства. Несколько позже на этот путь Возрождения стала выходить наука, прежде всего астрономия. Общей причиной этой великой эпохи в истории европейской цивилизации стали назревшие глубокие социально-экономические и связанные с ними идеологические перемены в обществе. Приближалась эпоха коренных реформ в религии и буржуазных революций в социальной жизни.
5.1. Космология Николая Кузанского. В начале этой великой эпохи немецкий философ, ученый и теолог Николай Кузанский (1401—1464) возродил отвергнутую Аристотелем идею об отсутствии у Вселенной центра и края, то есть по существу вернулся к гениальным идеям Левкиппа, Демокрита и других атомистов. В сочинении «Об ученом незнании» он, наряду с богословскими вопросами, изложил свои, шедшие вразрез с традицией, космологические представления. Вселенная провозглашалась безграничной, бесконечной во времени и в пространстве. Знаменитый афоризм Николая Кузанского: «центр Вселенной — везде, а граница — нигде». Николай Кузанский утверждал не только возможность, но и реальность движения Земли в пространстве. Ощущение же неподвижности Земли ее жителями, указывал он, должен испытывать и любой другой наблюдатель на любом другом космическом теле, и в этом отношении все тела Вселенной равноправны (так впервые был провозглашен по существу принцип однородности Вселенной). Утверждая вещественное единство всех космических тел, включая Землю, Николай Кузанский высказал уверенность и в том, что Космос за пределами Земли не безжизненная пустыня: «Ни один из звездных участков не лишен жителей».
5.2. Начало развития в Западной Европе наблюдательной и математической астрономии. Пурбах. Региомонтан и др. В развитии астрономии этого периода определяющую роль сыграли австрийский астроном и математик Георг Пурбах (1423—1461) и его немецкий ученик, друг и соратник Иоганн Мюллер (1436—1476, «Региомонтан»). Пурбах поставил перед собой цель — возродить подлинное содержание великой математической теории движений небесных тел Птолемея, очистив ее от искажений переводчиков, и лучше согласовать эту теорию с физико-космологической стройной картиной мира Аристотеля. Результатом стала его знаменитая книга «Новая теория планет». Кроме того, Пурбах задумал издать сокращенный перевод «Альмагеста» на латынь с греческого, но успел перевести только шесть из тринадцати книг (он внезапно скончался, не дожив до 38 лет). Региомонтан закончил эту работу, подготовив труд: «Эпитема [краткое изложение] Иоганном из Монте Регио Альмагеста Птолемея» (опубликован также посмертно).
В середине XV в. оба ученых проводили вместе многочисленные наблюдения Солнца, Луны, лунных затмений, следили за движением и изменением но-
вой кометы (1456-1457 гг., будущая комета Галлея). Пурбах, по-видимому, первым сделал вывод о ее громадных размерах и большой удаленности от нас, что противоречило учению Аристотеля.
Для составления новых более точных таблиц (по сравнению с устаревшими Альфонсинскими) Пурбах, помимо использования новых наблюдений, придумал приспособление для вычисления тангенсов («геометрический квадрат»). Региомонтан, уже после смерти своего друга и учителя) много сделал для развития методов сферической тригонометрии и впервые в европейской астрономии ввел употребление синусов. Он рассчитал новые таблицы — синусов (от 0 до 90° с шагом в 1', для чего ему пришлось вычислить 5400 его значений!), а также тангенсов.
Переехав в Нюрнберг, Региомонтан вместе со своим новым учеником состоятельным любителем астрономии Бернгардом Вальтером продолжили наблюдения на частной обсерватории последнего. Школа наблюдательной астрономии Региомонтана — Вальтера, первая в Европе со времен Альфонса X, продолжала действовать в Нюрнберге до XVII в.
Одной из главных целей переезда Региомонтана в Нюрнберг было завершение дела, начатого Пурбахом, — издание трудов античных авторов, а также и новых астрономических сочинений. Для этого Региомонтан создал собственную типографию со специальным станком для печатания астрономических текстов и таблиц. Там же печатались астрономические календари-ежегодники самого Региомонтана и был издан его главный труд «Эфемериды» — астрономические таблицы на 1475-1506 гг. (на 896 страницах). Они были намного точнее Альфонсинских таблиц и, в частности, содержали придуманный Региомонтаном для определения долготы на море метод «лунных расстоянии», который надолго укрепился в навигационной астрономии. Там же Региомонтан указал на неточность юлианского календаря, который к XVв. разошелся с истинным солнечным годом уже на 10 дней и затруднял расчеты пасхалии. (Приехав в Рим для работы по уточнению календаря, Региомонтан также скоропостижно скончался.)
Эфемериды Региомонтана были последними геоцентрическими таблицами в Европе. Ими с успехом пользовались Колумб, а затем Америго Веспуччи в своих путешествиях, завершившихся открытием нового континента на противоположной стороне земного шара — Америки.
В первой трети XVI в. итальянский астроном, поэт и врач Джироламо Фракасторо и немецкий астроном Петр Апиан независимо установили, что при движении кометы ее хвост всегда направлен прочь от Солнца (первыми это отметили китайцы еще в древности). Тогда же француз Ж. Фернель впервые в Западной Европе провел градусные измерения (через семь веков после арабов и восемь после китайцев) и заново оценил размеры Земли с ошибкой менее 1%.
Мимо космологических и астрономических проблем не прошел и гениальный Леонардо да Винчи, высказав ряд глубоких соображений. Но они надолго остались засекреченными самим автором.
5.3. Состояние астрономической картины мира к концу XV в. Что касается представлений об устройстве мира в целом, то в средние века физическая картина мира Аристотеля, его материальные небесные сферы (но у него — из невесомого эфира) представлялись более грубо — как твердые хрустальные образования. Поэтому для согласования обеих систем мира Пурбах в своей новой теории планет вынужден был рассматривать эти сферы как выдолбленные изнутри, чтобы разместить в них птолемеевы эпициклы! Более радикально поступил Фракасторо. Он вернулся к описанию движения планет только с помощью системы гомоцентрических сфер, но должен был для согласования с новыми наблюдениями увеличить их число с 56 у Аристотеля до 79.
Но и сторонники птолемеевой геометрической теории мира по мере накопления наблюдательных данных вынуждены были также громоздить в ней один на другой новые и новые эпициклы, доведя их число до 80. В астрономической картине мира явно назревал предреволюционный кризис.
Общей особенностью астрономической картины мира в Средневековье можно назвать наличие контрастов. В ней сосуществовали широко распространенные примитивные представления о мире и неожиданно глубокие идеи. Но авторы или пропагандисты последних были одинокими вершинами. В массе своей даже образованные слои населения, хотя и проявляли, по крайней мере, начиная с XIII в., растущий интерес к астрономическим явлениям, довольствовались самым невысоким уровнем информации о них. Об этом говорит необычайный успех элементарного сочинения «Сфера Вселенной» (1256 г.) английского писателя Джона Галифакса (Сакробоско). Оно переиздавалось в течение не одного века и к середине XVII в. выдержало 65 изданий.
5.4. Новые экономические и социальные стимулы развития астрономии. Переход от региональной к мировой науке. Переломным этапом в истории астрономии стала эпоха Возрождения. Новому взлету естествознания еще предстояло свершиться в эпоху позднего Возрождения (XVII в.). Но уже в век раннего, «гуманитарного» Возрождения, резко изменившего облик искусства, литературы, завершился первый, занявший пять тысячелетий период «многорегионной» астрономии, сохранявшей, несмотря на контакты, свой локальный или национальный облик. В XVII в. и окончательно в XVIII в. — Веке Просвещения — во всем мире в естествознании утвердились единые европейские нормы научного исследования: в методологии познания, в постановке задач и целей, даже в стиле мышления — в осмыслении и обобщении результатов, вплоть до формирования общей картины мира. Впрочем, нельзя забывать, что и сам «европейский» образ науки, сформировавшийся на основе антично-эллинистической культуры, впитал в себя вместе с этими корнями и скрупулезную точность, упорядоченность наблюдательной астрономии Вавилона и Египта, и мудрость древнеиндийских и персидских философов, и беспримерную работоспособность арабских наблюдателей и конструкторов. Позже других в европейскую кладовую науки влилось наследие замкнутой китайской регистрационной астрономии. И уж совсем особняком сохранялось до наших дней загадочное наследие индейской цивилизации Нового Света.
Такой переход от локальных к общемировой науке был связан с глубокими экономическими и социальными преобразованиями, которые, прежде всего, начались в Европе. Уже с конца XV — начала XVI вв. здесь происходила смена феодальной системы с ее раздробленностью и формировались новые сильные европейские морские державы. Начинался новый виток колонизации ими территорий на Востоке, в Африке, на вновь открытом Американском континенте. Подготавливалась почва для формирования новой социально-экономической системы — капитализма, системы, вместившей в себе и жесткие, если не сказать грабительские, способы первоначального накопления, и безудержную смелость в стремлении к непосредственному исследованию и освоению окружающего мира. Это привело к великим географическим открытиям, главным из которых стало открытие «Нового Света» на противоположной стороне Земного шара, что впервые породило деление его на Восточное (старое) и Западное (новое) полушария. Первые кругосветные плавания принесли, наконец, неопровержимые доказательства изолированности Земли в пространстве, реальности, некогда казавшейся фантастикой, — антиподов.
Все это — и практика жизни, и новые научные открытия — стимулировали детальное изучение и «вновь открытой» Земли, то есть развития астрономо-геодезических исследований. Ясно, что ни о какой национальной или географической изоляции больше не могло идти и речи. Наука становилась общемировой, т.к. изучала всю Землю, и это было немыслимо без широчайших межнациональных, международных контактов.
Глобальная экспансия Европы в это время отражала более ранний, чем в других районах Земли, переход ее к новой социальной формации, что сопровождалось бурным развитием всех сторон европейского общества. Естествознание и техника, стимулируемые потребностями нового нарождавшегося буржуазного класса, развивались в Европе более быстрыми темпами и достигли больших высот. Поэтому в целом распространение отсюда знаний и самого стиля научного мышления стало неизбежным, привело к формированию единого стиля и методологических стандартов мировой науки, что было исторически прогрессивным процессом и результатом.
Литература к части 3
Зубов В.П. Из истории средневековой атомистики // Труды ИИЕ АН
СССР. М., 1947. Т. 1. С. 283-314. Розенфельд Б.Л. Астрономия стран ислама // ИАИ. 1984. Вып. 17.
С. 67-122. Чэн Цзун-вэн. Астрономия в Китае // ИАИ. 1958. Вып. 4. С. 341-366.
Глава 10. Гелиоцентрическая теория Коперника и начало первой универсальной научной революции в естествознании.
1. Кризис в астрономической теории и практике
Как мы видели, в XIV—XV вв. европейские астрономы все более критически относились к общепринятой, узаконенной, ставшей традиционной картине мира, опиравшейся на космологию и космофизику Аристотеля и планетную теорию Птолемея. Все более осознавалась несовместимость этих основ. Полностью их объединяло лишь одно, но коренное, имевшее мировоззренческий характер утверждение — постулат о неподвижности Земли. Но уже ее статус единственного центра мира (в истинно геоцентрической картине Вселенной, по Аристотелю) нарушался в эпициклической, наполненной эксцентрическими орбитами теории Птолемея. А введение экванта нарушило и чистоту постулата о равномерности даже истинных круговых движений, к которым как наиболее совершенным должны были сводиться сложные неправильные и неравномерные видимые движения небесных тел. Дело в том, что догматизированная теория Птолемея давно утратила смысл математической модели (какой ее представлял сам автор), построенной с целью описания и предвычисления (или, по древнегреческой терминологии, спасения) явлений, а не объяснения их сути. Даже наиболее крупные астрономы XV в. (например, Пурбах!) воспринимали ее как описание истинного устройства мира!
Эти внутренние противоречия в основах картины мира заставляли астрономов — теоретиков совершенствовать геоцентрическую теорию Птолемея (начиная с Насирэддина Туей) и приводили даже к отказу от нее и возрождению «чистой» геоцентрической космологии из гомоцентрических сфер (Альпетрагий, Фракасторо).
Но и общая основа картины мира — принцип неподвижности Земли - иногда вызывала сомнения. Однако высказывания на этот счет не выходили за рамки философских рассуждений и логических допущений (Арьябхата, Бируни, а в Европе Жан Буридан и Николай Орем). Никто не решался дать на этот вопрос четкий положительный ответ. Это значило бы восстать против «здравого смысла», против основ мировоззрения, узаконенного и христианством, и другими религиями мира. А, кроме того, это требовало серьезных доказательств ,наблюдательных и теоретических обоснований .Таким разрушителем (отчасти даже против своих первоначальных намерений!) стал великий польский астроном Николай Коперник (1473—1543).
2. Рождение гелиоцентрической системы мира Коперника Главный изъян теории Птолемея Коперник увидел не только в ее громоздкости, но, главное, в несогласованности ее частей. Движения небесных тел в
ней представлялись сложной системой вспомогательных окружностей — деферентов и эпициклов, причем для каждого тела требовался свой, независимый набор таких кругов. Таким образом, ее коренным методологическим пороком было нарушение принципа экономии причин при объяснении явлений: «природа не терпит лишнего», или, согласно афоризму знаменитого английского философа и логика XIV в. У. Оккама, «сущности не следует умножать без необходимости» (известный методологический принцип «бритвы Оккама»).
К тому же некоторые физические следствия теории Птолемея (например, ожидаемое изменение видимых размеров Луны), не соответствовали действительности. Существенным стимулом вообще к такой ревизии явилась для Коперника и чисто практическая задача, поставленная перед астрономами церковным Латеранским собором 1512 г., на котором была окончательно осознана непригодность юлианского календаря для расчета пасхалий и необходимость его реформирования. Коперник был в числе первых авторитетов, к кому отцы церкви — инициаторы реформы обратились за помощью.
Другим объективным стимулом уточнения астрономических теорий в эпоху начавшихся кругосветных плаваний становилась необходимость более точных астрономических таблиц для определения долготы на море методом «лунных расстояний».
В поисках иных идей Коперник столкнулся с упоминаниями у древнеримских писателей Цицерона и Плутарха о еще более древнем «мнении о движении Земли» греков — Хикета (пифагорейца ) и давно отвергнутом и забытом учении «пифагорейца Филолая» — о вращении Земли «около огня по косому кругу, совершенно так же, как Солнце и Луна», а также и о вращении ее «как бы на оси вроде колеса» вокруг собственного центра (мнение пифагорейца Экфанта и Гераклида Понтийского). Вдохновленный этой идеей подвижности Земли, Коперник уже к 1512 г. построил основные контуры новой теории устройства мира, в основу которой положил принципы подвижности Земли и подлинного гелиоцентризма. (В рукописи его труда было вначале упомянуто также имя Аристарха Самосского, но затем вычеркнуто. Из комментария переводчика к русскому переводу сочинения Коперника видно, что о мнении Аристарха он знал лишь понаслышке и не отличал его от истинно пифагорейской гипотезы Филолая. Так что можно думать, что к идее подлинного гелиоцентризма Коперник пришел самостоятельно.) Ее развитие и доработка (с отвлечением на другие дела и обязанности: Коперник имел официальное духовное звание и занимал пост каноника, участвовал в управлении и экономической жизни своей Вармийской епархии, проводил денежную реформу; был к тому же весьма авторитетным врачом, а во время войны с немецким орденом организовал защиту своей Ольштынской крепости) заняли свыше трех десятилетий. К 1530 г. труд в основном был завершен.
Осознавая революционность своей гелиоцентрической теории (хотя он и пытался сам преуменьшить ее рядом предварительных оговорок и пояснений), Коперник лишь по настоянию близких друзей из высшего духовенства согласился на его опубликование. Он вышел из печати весной 1543 г. почти одновременно с кончиной самого ученого. Так появилось одно из величайших творений в истории человеческой мысли — «Николая Коперника Торунского. О вращениях небесных сфер. Шесть книг».
Подобно «Альмагесту», содержанием шести книг (глав) «О вращениях небесных сфер» стала вся астрономия. Коперник изложил математическую теорию сложных видимых движений Солнца, Луны, пяти планет и сферы звезд, с приложением соответствующих математических таблиц и звездного каталога. Но в центре мира (то есть всей Вселенной!) он поместил Солнце, вокруг которого движутся планеты и среди них вновь (после почти двухтысячелетнего «перерыва») зачисленная в ранг «подвижных светил» Земля, сохранившая статус «центра» только для одного небесного тела — Луны. В этой картине, как и в прежней, сфера «неподвижных » звезд помещалась на огромном, почти бесконечном расстоянии от всей системы планет. Это утверждение теперь диктовалось самим гелиоцентрическим принципом системы: только так Коперник мог согласовать его с очевидным отсутствием у звезд необходимых при этом параллактических смещений.
Гелиоцентрическая система была несколько проще для математических расчетов (хотя и в ней частично сохранялись эпициклы — 34, поскольку и Коперник не отошел еще от идеи круговых равномерных истинных движении планет). На ее основе уже в 1551 г. немецкий астроном Э. Рейнгольд вычислил первые гелиоцентрические «Прусские таблицы». Другим ближайшим практическим результатом стало уточнение тропического года и проведение в 1582 г. долгожданной календарной реформы, с заменой юлианского календаря григорианским (для перехода к этому «новому стилю» день 5 октября 1582 г. посчитали за 15 октября). Преимущество теории Коперника стали усматривать именно в ее практической пользе.
Однако это преимущество оказалось иллюзорным. И вместе с тем трудно найти в наше время человека с физико-математическим или философским образованием, который бы не слышал о «коперниканской революции» в естествознании, о том, что именно с появления коперниканского гелиоцентризма началось развитие нового естествознания и формирование подлинно естественнонаучного мировоззрения.
В чем же была истинная сила теории Коперника? Почему она вызвала революционное преобразование всего естествознания и коренные изменения в самом мировоззрении?
Во-первых, в том, что в теории Коперника был соблюден основной методологический принцип истинно научной теории - объяснить как можно большее число явлений предельно малым числим причин. Все видимые движения планет объяснялись двумя причинами — подвижностью Земли и гелиоцентрическим устройством всей системы, так что Земля сама оказывалась планетой. Первым же физическим следствием этого стал обратный вывод Коперника о родстве других планет с Землей (как одной из планет), т.е. о том, что и они являются телами, обладающими тяжестью и т.п. Таким образом, вторым достоинством теории было то, что уже с первых своих следствий она описывала не искусственную вспомогательную математическую модель мира, а реальную физическую систему тел — нашу Солнечную систему.
Физическим основанием для выделения Солнца послужили для Коперника, как некогда для Аристарха Самосского, его уже давно общепризнанные огромные размеры по сравнению с Землей. Не менее важным аргументом стала кинематическая выделенность Солнца в самой системе Птолемея. Солнце в ней разделяло планеты на две группы: «нижние» (ближе к Земле, чем Солнце) и «верхние». Нижние — Меркурий и Венера «сопровождали» Солнце, совершая около него лишь небольшие колебания, тогда как верхние могли быть и в соединении, и в противостоянии. В комбинации кругов для описания видимого движения каждой планеты обязательно присутствовал один круг с годичным, как у Солнца, периодом обращения по нему. Для верхних планет это были их первые, или главные эпициклы. Для нижних — главные деференты. Радиусы-векторы первых эпициклов для верхних и первых деферентов для нижних всегда (!) были либо параллельны (для первой группы) направлению на Солнце, либо (для второй) совпадали с этим направлением!
Вместе с тем, как уже сказано, сохраненный Коперником принцип обязательности круговых равномерных небесных движений вынудил его сохранить и в гелиоцентрической модели несколько десятков (!) эпициклов (34, вместо 80). Все это усложняло расчеты и не позволяло составлять достаточно точные и долгосрочные планетные таблицы и на новом принципе.
Это облегчало борьбу против новой теории для ее противников. Слабым местом теории был и ее «абсолютный гелиоцентризм» — помещение Солнца в центре всей Вселенной. Но именно революционная идея подвижности Земли как рядовой планеты, с одной стороны, и обращения всех планет вокруг звезды (а в тождественности природы Солнца и звезд уже не было сомнения), с другой, взорвало фундамент традиционного миропонимания, а физические следствия теории Коперника впервые раскрыли необъятные перспективы для изучения окружающего мира как реальной физической Вселенной.
Глава 11. Эпоха «бури и натиска» в развитии астрономической картины мира. Тихо Браге, Джордано Бруно, Галилео Галилей.
1. Последние попытки спасти геоцентризм и фактическое создание наблюдательного фундамента для торжества гелиоцентризма. Тихо Браге и др.
Новая теория Коперника сразу же нашла применение в астрономии. Уже в 1561 г. были созданы первые гелиоцентрические планетные таблицы («Прусские»). С 1588 г. швейцарский астроном Вурстейзен читал свои университетские лекции «по Копернику». Первоначально теория Коперника была встречена спокойно, так как в ней многие увидели чисто математический прием описания явлений (не последнюю роль в этом сыграло осторожное анонимное предисловие редактора к книге). В те же годы, однако, некоторые астрономы обратили внимание и на существо теории и посчитали его неприемлемым по мировоззренческим соображениям. Понимая невозможность вернуться к громоздкой птолемеевой теории, Тихо Браге, Эразм Рейнгольд, и Реймерс Бэр (в 1588 г., независимо) предложили компромиссную систему мира. Сохраняя за Землей неподвижность и ее центральное положение в мире, они допускали обращение всех планет вокруг Солнца, а вместе с ним уже вокруг Земли (Бэр допускал при этом и осевое вращение Земли, решавшее проблему смены дня и ночи).
Между тем с ростом точности наблюдений произошел первый взлом физического двойного мира Аристотеля: сам Тихо Браге как основоположник точной наблюдательной астрономии в Европе положил этому начало. Точность его измерений угловых расстояний между светилами достигала 10", а по утверждению некоторых современных историков, даже 5"! Обычной же для него, при массовых измерениях положений звезд, была точность в 1'. В1577 г он и измерил параллакс новой кометы и убедился, что это не явление «подлунного» мира, а небесное тело, двигавшееся намного выше Луны! В 70-е гг. XVI в. к таким же заключениям об этой комете пришел и англичанин Томас Диггес. Тихо Браге первым в Европе начал проводить систематические наблюдения светил. У него наблюдений одного только Солнца — причем непрерывных изо дня в день, из года в год на протяжении 20 лет — насчитывалось несколько тысяч. В результате он измерил длину тропического года с ошибкой менее 1" и составил таблицы движения Солнца, по которым его положение на небе определялось с точностью до 1'. В движении Луны он открыл два новых неравенства — вариацию (к чему подходил еще Абу-ль-Вэфа в X в.) и годичное уравнение. Ему принадлежит открытие — теперь уже как наблюдательного факта — колебаний наклона лунной орбиты к эклиптике. (В свое время Птолемей вынужден был прибегнуть к модели движения Луны с изменяющим свой наклон, колеблющимся деферентом, назвав это колебание «просневзис»). Браге открыл также неравномерность движения лунных узлов — точек пересечения лунной орбиты с эклиптикой. Большим вкладом в астрономию явился составленный Браге первый в Европе оригинальный каталог звезд, включавший традиционное их число — 1000, причем координаты 800 из них были измерены им заново и с высокой точностью — до 1'.
Но наиболее важными для последующего развития астрономии оказались систематические и весьма точные измерения положений Марса, проводившиеся на обсерватории Браге непрерывно в течение 16 лет, то есть на протяжении восьми полных периодов обращения планеты! Этот уникальный наблюдательный материал стал вершиной деятельности Тихо Браге как наблюдателя, но одновременно и причиной полного фиаско его надежд. Дело в том, что он задумал еще в юности построить новую, более точную теорию движения планет, поскольку все существовавшие тогда планетные таблицы — и гео- и гелиоцентрические обнаружили свою несостоятельность в отношении точности предсказаний. Это относилось, прежде всего, к Марсу. Именно с этой целью Браге проводил скрупулезные измерения его движения. На основании своих наблюдений он надеялся доказать и справедливость своей компромиссной системы мира. Не будучи сильным математиком, Браге завещал их обработку своему талантливому помощнику-вычислителю И. Кеплеру.
2. Борьба за гелиоцентризм
2.1. Космология Джордано Бруно. В те же 80-е гг. XVI в. в Италии, перекинувшись затем в другие страны Западной Европы — Францию, Англию, Швейцарию, спокойствие в кругах ученых и даже за их пределами сменилось бурей, — после того как гениальный итальянский натурфилософ Джордано Бруно (1548—1600) занялся публичной пропагандой новой системы мира Коперника как теории реального устройства нашего планетного мира и пошел в своих философских обобщениях гораздо дальше ее автора. Подвергнув критике саму коперникову идею «абсолютного гелиоцентризма», согласно которой Солнце рассматривалось как единственный центр Вселенной, и глубоко проникнувшись космологическими идеями Николая Кузанского об однородности и безграничности Вселенной, о распространенности в ней жизни, Бруно распространил идею гелиоцентризма нашей планетной системы на всю звездную Вселенную и выдвинул на этой основе противоречившую Библии гипотезу о множественности обитаемых миров.
К натурфилософии Бруно восходит своими истоками многоплановая современная картина вечной, никем не сотворенной Вселенной, вещественно (точнее, материально) единой, бесконечно разнообразной в своих частях, развивающейся, с бесконечным числом очагов Разума в ней. Во многом его идеи опередили развитие науки на четыре столетия. Еще не была раскрыта организующая сила Вселенной — всемирное тяготение. Но уже близилось время открытия ее первых «вселенских» законов — пока еще в рамках нашей планетной системы. Предстоял долгий и трудный путь дорисовки этого эскиза, наполнение его красками и четкой прорисовкой связей между явлениями, и, наконец, превращения в новую физическую картину мира.
Многие идеи Бруно оказались преждевременными, недоступными для понимания и были надолго забыты. Но одна уже вскоре овладела умами. Это возрожденная им впервые на естественнонаучной основе идея множественности обитаемых миров. Она существенно меняла астрономическую картину мира, став одним из первых мировоззренческих следствий великой революции Коперника.
Католическая церковь беспощадно расправилась с Бруно. И хотя не последней причиной были его резко критические выступления и против ряда церковных догматов, но в обвинительных протоколах его допросов на процессе звучала, прежде всего, обвинения в распространении еретической идеи гелиоцентризма и множественности миров. В 1600 г. 17 февраля после семилетнего1 пребывания в тюрьме римской инквизиции и судебного процесса Бруно был предан сожжению.
2.2. Галилео Галилей и начало телескопической астрономии. Первые наблюдательные свидетельства в пользу гелиоцентризма. Неоценимую роль в укреплении гелиоцентризма сыграл великий итальянский физик-механик, инженер и астроном Галилео Галилей (1564—1642). С изобретением телескопа (еще в виде подзорной трубы ,1609), который он одним из первых самостоятельно сконструировал и использовал для изучения небесных объектов, первые же его наблюдения (1610) стали вскрывать новые и новые признаки истинности коперниканской гелиоцентрической теории устройства нашего планетного мира. При всех огромных заслугах Галилея как механика, не менее значительным и даже более впечатляющим стал его вклад в развитие астрономии, в революционный процесс ломки естественнонаучной картины мира, в формирование нового мировоззрения. Астрономические результаты Галилея изложены в его знаменитом «Sidereus Nuncius» (Звездный Вестник , 1610), в не менее знаменитых трех его письмах 1612 г. «О солнечных пятнах» к его ученику Б. Кастелли (опубликованы в 1613 г.) и в главном астрономическом сочинении Галилея «Диалог о двух главнейших системах мира, птолемеевой и коперниковой» (1632). После его открытий в 1610 г. спутников у Юпитера, гор на Луне, фаз у Венеры (все это противоречило узаконенной картине мира Аристотеля—Птолемея ) и главным образом после того, как в третьем из упомянутых писем Галилей взял под защиту гелиоцентрическую систему, сочинение Коперника в 1616 г. было запрещено и внесено в церковный «Индекс» еретических книг. Запретив уже в 1632 г. и «Диалог» Галилея, римская инквизиция в 1633 г. принудила 69-летнего Галилея к публичному отречению от своих взглядов и обрекла блестящего итальянского физика и астронома на домашний арест. Но революционное преобразование в естествознании, начавшееся под воздействием гелиоцентрической системы мира исследование реальной Вселенной, остановить было невозможно.
«Еретические» сочинения Галилея, ломающие древнюю картину мира и в механике, и в астрономии, стали выходить в далекой и тогда еще более терпимой протестантской Голландии. Начиналась эра формирования нового экспериментально-теоретического естествознания.
Глава 12. Революция в представлениях о механике неба и новое понимание Гармонии мира. Кеплер.
И Коперник, и Галилей понимали законы движения небесных тел еще традиционно — в духе Аристотеля и Птолемея — как круговые и равномерные. Правда, в отличие от Коперника, допускавшего здесь действие божественной силы, Галилей принял гипотезу чисто механического, но бессилового кругового движения (так, в духе Аристотеля, он понимал инерционное движение). Революционный переворот в небесной механике (как это сделал Галилей в земной) совершил в начале XVII в. великий немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571—1630), открывший три основных закона истинного движения планет.
В ходе этой колоссальной работы проявилась не только гениальность Кеплера как астронома и математика, но и смелость мысли, свобода духа, благодаря которым он сумел преодолеть тысячелетние космологические традиции и вместе с тем возродить и поставить на службу науке известные с древности,
но, по существу, забытые натурфилософские принципы, наполнив их более глубоким содержанием.
В его работах, наряду с изложением точных законов, выведенных из наблюдений, немало философских, а то и чисто мистических на первый взгляд рассуждений, связанных с идеей «мировой гармонии» и поисками «правильных» (простых числовых, в духе пифагорейцев) отношений в мире. Общие идеи, составляющие большую часть сочинений Кеплера «Новая, изыскивающая причины астрономия, или физика неба» (1609) и «Гармония мира» (1619), где изложены его законы, рассматривались многими как неизбежная дань эпохе, лишь мешающая восприятию его научных открытий. Так к нему относился даже его друг Галилей.
Пять лет отняла у Кеплера трудоемкая математическая обработка огромного материала наблюдений за движением Марса (оставленного ему Тихо Браге). И только отказавшись от традиционного принципа круговых орбит, он установил и опубликовал первые два закона движения планет (1605 и 1609). К1619 г. Кеплер установил зависимость между периодами обращения планет и средними расстояниями их от Солнца (третий закон). Это окончательно убедило его в том, что движением планет управляет Солнце, и что аристотелев принцип «естественности» небесных движений также оказался несостоятельным.
В «Новой астрономии» (1609) и «Кратком изложении коперниковой астрономии» (в трех частях, 1618—1621) Кеплер сделал первую в новое время попытку решить вопрос о физической природе и точном математическом законе действия силы, движущей планеты, сравнив ее с действием магнита. В работе 1609 г. он развил представление о механизме действия силы, движущей планеты, как о вихре, возникающем в эфирной среде от вращения магнитного Солнца и увлекающем с собой планеты, для чего ему приходилось преодолевать их инерцию покоя. Кеплеру принадлежит заслуга введения в физику понятия инерции покоя, как и самого термина «инерция», а также формулировка соответствующего принципа инерции, с помощью которого он впервые правильно объяснил сохранение ориентации в пространстве оси вращения Земли. В более поздних работах (в «Коперниканской астрономии», а также в сочинении об астрономии Луны «Сон», опубликованном лишь посмертно в 1634 г.) Кеплер развил идею силы тяготения как универсального свойства всех небесных тел.
Благодаря Кеплеру астрономия после 15-векового перерыва вновь прониклась идеей физической причинности. Но у творца первой физической картины мира Аристотеля физика была для астрономии своего рода «стимулом к бездействию», поскольку в этой картине орбиты планет и характер движения по ним заранее постулировались. У Кеплера физика движения входила в астрономию как объект исследования, как новый аспект изучения Вселенной, раскрывающий более глубокое содержание наблюдаемых астрономических явлений. Именно физический, динамический смысл, который Кеплер вкладывал в открытые им законы, как и точность самих законов, направили мысль исследователей по новому руслу. Это привело к формированию новой физической картины мира и новой науки - небесной механики, со всеми ее грандиозными результатами: от предсказания открытия новых планет до расчета трасс межпланетных кораблей.
Существенную роль в открытиях Кеплера сыграло новое понимание им философских, наблюдательных и методологических основ науки и гибкое диалектическое их сочетание. Это относится, прежде всего, к идее мировой гармонии. На протяжении веков все великие исследователи Вселенной опирались на философский принцип гармонии мира. Но понимали его по-разному. Для Кеплера это - обобщенный философский принцип неслучайности, закономерности всех явлений в природе. Подобные представления (уходящие своими корнями в древнюю философию и Востока, и Запада) в его время были не новы но все еще отличались крайней прямолинейностью, упрощенностью (яркий пример тому - астрология). Кеплер понимал закономерность как существование точных количественных отношений между измеряемыми характеристиками явлений. В свою очередь, количественные законы для него лишь необходимое средство познания качественной сущности явления. «Как глаз для цветов, ухо для тонов, - писал Кеплер, - точно так же человеческий дух создан для познания не всякого рода любых вещей, а для познания величин он тем вернее постигает сущность вещи, чем более приближается к чистым количествам как ее основанию». Покончив с моделированием планетного мира Кеплер положил начало выявлению его действительных свойств на основе динамических представлений, точных наблюдений и новых, частью разработанных им самим, математических методов их анализа.
Расцвет эпохи Возрождения в естествознании в конце XVI - начале XVII в в. ознаменовался появлением ученых-трибунов, какими были в астрономии Бруно и Галилей. Их яркая страстная пропаганда новых, революционных идей звала на борьбу за новое миропонимание и сыграла огромную роль в его утверждении. Но рядом шел другой, быть может, еще более значительный по своим последствиям, хотя и менее заметный процесс ломки самого фундамента старого мировоззрения, старой картины мира и создания новой науки. Идеологами и деятелями такой «скрытой» революции в естествознании были Коперник и Кеплер.
Глава 13. Возрождение эволюционной вихревой модели Вселенной на основе гелиоцентризма (картезианская физическая картина мира)
1. Декарт. Учение о Методе
С именем Р. Декарта (1596-1650) связана целая эпоха в развитии естествознания в Европе, включая его философское и методологическое обоснование и создание нового математического аппарата. Картезианство (от латинской транскрипции фамилии Декарта - Картезий) - это совершенно новый для XVII в взгляд на природу, отрицавший непосредственное вмешательство божественной силы в ее процессы. За Богом сохранялся лишь акт творения материи приведения ее в движение и подчинение этого движения законам механики. Декартом были заложены основы для формирования новой физической (механистической) картины мира. Он утверждал, что природа способна самостоятельно «распутать хаос» и создать упорядоченную развивающуюся Вселенную.
Декарт четко отделяет религию от науки, от естествознания. Исследование природы он отдавал целиком Разуму человека и разработал для этой цели свои знаменитый рационалистический метод познания.
Из утверждения о возможности найти естественную причину каждого явления (т.е. объяснить его как следствие определенных механических движений), следовала возможность рассматривать явления и объекты материального мира в их становлении, постепенном развитии и, более того,- ставить вопрос о происхождении тех или иных объектов вплоть до всей упорядоченной Вселенной Космоса. Важнейшая заслуга Декарта перед историей науки — внедрение в естествознание идеи эволюции, развития окружающего мира. Наконец, картезианство означало дерзкий вызов самой Природе со стороны Человека: утверждалась ее познаваемость до самой сути, до конечных причин всех ее явлений. Картезианство стало завершающим этапом борьбы против всей схоластической, книжной «науки» Средневековья.
Наряду с этим Декарт был и физиком-практиком, ставил опыты, шлифовал линзы и изготовлял оптические инструменты.
2. Вихревая космогония Декарта
На основе своей физики, по существу развивая древнюю идею Анаксагора о вихревом зарождении нашего мира, и под влиянием аналогичных представлений Кеплера о вихревой структуре Солнечной системы Декарт создал первую механистическую (и в этом смысле материалистическую) эволюционную космологию и космогонию, всеобъемлющую картину развивающейся Вселенной. Именно Декарт (а не Кант, как принято считать, — см. о нем ниже) является родоначальником эволюционной космогонии в новое время. В более раннем и откровенном варианте его космогонии — в «Трактате о свете» у Декарта есть еще одна чрезвычайно любопытная с точки зрения современной эволюционной космологии идея. Первоначальное состояние материи, уже разделенной на три основных элемента, описывается им как некий подвижный хаос — состояние непрерывного перехода одних частиц в другие (!) в результате столкновений, дробления одних и сцепления других. И только после формирования вихрей частицы начинают разделяться центробежной силой по своим размерам и плотности и упорядочение размещаются в пространстве.
Чрезвычайно своеобразно, с попыткой опереться на наблюдаемые явления Декарт описывает процесс формирования планет: из неких менее подвижных, но недостаточно плотных, пористых или ветвистых частиц третьего рода, которые поэтому не отбрасываются далеко от центра, а, сцепляясь, образуют на поверхности центрального огненного тела нечто вроде множества пятен. Эти промежуточные образования в виде пятен затем, под действием центробежной силы, отбрасываются от центрального тела и образуют планеты. (Здесь не была интересна идея возникновения промежуточных тел, нечто вроде «планетезималей»! (А в начале следующего XVIII в. эта идея выбрасывания материи солнечных пятен стала первой основой для объяснения - голландским физиком Гартсокером - происхождения комет как членов Солнечной системы.) По Декарту же кометы формировались на периферии вихря, где, как он полагал. Должны были собираться наиболее грубые и большие частицы этого третьего элемента. Действие центробежной силы на эти последние должно было быть столь велико, что часть их могла быть выброшена из своего вихря в соседний и далее. Так что кометы во вселенной Декарта могут переходить из одного вихря в другой и странствовать по сложным изогнутым путям. Солнечная система - один из таких вихрей. Звезды - другие солнца, центры других вихревых систем. Таким образом, естественно возникала картина Космоса с множеством миров - «солнечных систем».
Планеты движутся не самостоятельно, а, в духе Кеплера, увлекаются общим вихревым движением. Следуя Кеплеру, Декарт утверждал, что движение планет происходит почти в одной плоскости, по эллиптическим орбитам. Видимо, за Галилеем он повторил, что Сатурн обладает двумя неподвижными лунами.
Самую древнюю загадку космофизики - природу тяготения - Декарт пытался объяснить как эффект давления в вихре частиц друг на друга. Здесь важно, что впервые тяжесть стала рассматриваться им не как врожденное, а как производное качество, возникающее в результате взаимодействия материальных частиц. Декарт рассматривал и вопрос о неком равновесии соседних вихрей, что обеспечивало их сосуществование без смешивания. В то же время, рисуя процесс возникновения осевого вращения формирующихся планет в результате более быстрого движения более далеких частей общего вихря нашей Солнечной системы (твердотельное вращение околосолнечной туманности), - он допускал таким образом возникновение меньших локальных вихрей Поглощением новым локальным вихрем, возникающим вокруг закручивающейся планеты, другого, меньшего, Декарт объяснял возникновение у некоторых планет спутников.
Во вселенной Декарта нет не только пустоты, но и неподвижных точек, осе заполнено материей, все движется. «Я не сомневаюсь, - писал он своему другу физику Мерсенну, - что и звезды всегда несколько изменяют свое взаимное расположение [!], хотя их и считают неподвижными». Явление туманностей и вид Млечного Пути он объяснял (явно под влиянием первых телескопических наблюдений Галилея) как собрания звезд, лучи от которых сливаются вместе из-за их огромных расстоянии.
Пожалуй, одним из первых Декарт осознал наличие атмосферы около Земли как некоего образования, выделенного из общей мировой среды, мирового эфира (материя всего вихря составляла у него «большое небо», а материя, вращающаяся вокруг Земли - «малое»). Напомним, что прежде воздушное околоземное пространство простирали до Луны (в духе Аристотеля). Вся космофизическая картина и объяснение ряда конкретных явлений (таких загадочных, как приливы и отливы, например) опирались у Декарта на утверждение подвижности Земли.
Революционная по своей сути, направленная против средневековой схоластики — опоры на древние, узаконенные церковью авторитеты — физика Декарта и построенная им впервые в новое время грандиозная картина развивающейся Вселенной, живущей по своим естественным (механическим) законам, захватила многие умы и насторожила религиозные круги. В 1640-е гг. в протестантской Голландии, где многие годы жил Декарт, его лекции были запрещены, даже раньше, чем в католических странах.
Можно сказать, вся вторая половина XVII в. и значительная часть XVIII в. в европейской философии и естествознании прошла под сильнейшим влиянием общего естественнонаучного учения Декарта — картезианства. Материалистическая основа его физики (несмотря на противоречия и ошибочность конкретных теорий) стала основой для формирования естественнонаучной механистической картины мира и материалистической философии, особенно во Франции. В России последователем Декарта-физика и натурфилософа был М.В. Ломоносов.
Огромное влияние на развитие европейского мировоззрения оказала эволюционная космогоническая теория Декарта. Влияние Декарта — космолога впервые и особенно ярко проявилось в знаменитом сочинении французского популярного писателя — картезианца Б. Фонтенеля «Беседы о множественности миров» (1686).
3. Рождение идеи островной иерархической Вселенной на основе картезианской физической картины мира. Сведенборг.
Астрономические сочинения Сведенборга (первое вышло в 1707 г.) касались различных вопросов, например, злободневной тогда проблемы определения долготы на море с помощью наблюдений Луны. Но основным вкладом его в эту науку, вернее, в астрономическую картину мира стала его космогоническая концепция (1729).
В области космогонии Солнечной системы Сведенборг опирался на вихревую концепцию Вселенной Декарта, будучи одним из последних крупных сторонников и защитников картезианской физики и философии, жившим уже в эпоху укрепления ньютоновской физики и ньютонианского мировоззрения. Однако его космогоническая планетная концепция отличается от картезианской. Планеты в ней предполагались образующимися из самого солнечного вещества. Эта идея, возможно, независимо, многократно возрождалась в дальнейшем в гипотезах Бюффона, Канта, Лапласа, Чемберлина-Мультона и удерживалась как одно из главных направлений в космогонии планетной системы еще в начале XX в. По гипотезе Сведенборга планеты сформировались в результате возникновения в солнечном веществе и постепенного развития вихря материи, который, ускоряясь, расширялся под действием центробежных сил. От внешних частей его в некоторый момент отделилось кольцо материи, разбившееся затем на отдельные массы — родоначальницы планет. Аналогично представлялось возникновение спутников из вещества протопланет. Движение планет вокруг Солнца у Сведенборга объяснялось в духе Кеплера-Декарта: увлечением их околосолнечным вихрем. Ошибочная с точки зрения механики космогоническая гипотеза Сведенборга вместе с тем также содержала глубокую идею эволюции материи во Вселенной.
В основу своей, предложенной им в том же 1729 г., модели мира Сведенборг положил идею, согласно которой все явления и процессы в природе, независимо от масштабов, должны подчиняться некоторым общим принципам. Занимаясь особенно много изучением магнитных явлений, он считал, что правильное распределение мельчайших частиц материи относительно магнита должно проявляться и в распределении колоссальных космических тел солнц. Отсюда он сделал вывод, что полоса Млечного Пути должна соответствовать некоторому особому направлению в пространстве, относительно которого и упорядочены звезды. Это направление понималось им либо как «ось» системы звезд (аналогично оси магнита), либо как ее экватор. Главная ценность гипотезы Сведенборга состояла в том, что упорядоченность звезд, по-видимому, впервые связывалась в ней с какой-то физической причиной. Млечный Путь впервые определялся как реально существующая динамическая система звезд, удерживаемых вместе физическими силами.
Идея реальной упорядоченности звезд была в эти же годы (1729, 1734) высказана Т. Райтом, однако, на совершенно иных, теологических основаниях, и лишь к 1750 г. более или менее оформилась в его гравитационную (опиравшуюся уже на ньютонову физику) концепцию островных вселенных. Позднее эту идею развили Кант и независимо Ламберт.
На основе своего системного представления о структуре мироздания Сведенборг попытался нарисовать универсальную картину природы, в которой объекты разных масштабов объединялись в общую цепь. Она охватывала объекты всех встречающихся и мыслимых масштабов от мельчайших частиц до грандиозных космических систем. Более того, Сведенборг, по-видимому, первым высказал идею космической иерархии существования сложных систем высших порядков, элементами которых являются целые млечные пути, и т.д. (Такая идея была независимо высказана Кантом в 1755 г., а также Ламбертом в 1761 г., который первым и разработал ее более детально.)
Глава 14. Создание гравитационной физической картины мира и завершение первой универсальной научной революции XVII в. Ньютон, его предшественники и последователи.
Вторая половина XVII в. — это начало реализации нового направления мысли и нового подхода к познанию природы, заданных коперниканской научной революцией. Научное творчество впервые вставало на прочный фундамент точного количественного наблюдения и эксперимента. Ученых объединяли теперь общие, более ясно осознаваемые проблемы земной и небесной динамики, понимание важности нового наблюдательно — экспериментально математического исследования природы.
Идеи носились в воздухе и приходили на ум порой нескольким естествоиспытателям одновременно. Повысилась роль взаимного стимулирования через научную переписку, общение ученых в создаваемых в это время научных объединениях - академиях и ученых обществах. В результате наука как процесс выработки знаний наполнялась «обратными связями» и приобретала характер резко ускоренного нелинейного процесса.
1. Количественно-феноменологическое направление ньютоновой физики и астрономии
Наиболее актуальной проблемой астрономии рассматриваемой эпохи становилось объяснение физических причин существования самой Солнечной системы и движения небесных тел в ней, которое подчинялось загадочным, точным, но все еще не объясненным эмпирическим правилам Кеплера. Эта проблема была решена Ньютоном.
Все главное, связанное с именем величайшего английского физика, математика, астронома и конструктора-изобретателя Исаака Ньютона (1643—1727). знакомо каждому со школьных лет: три основных закона механики (динамики), открытие сложного спектрального состава белого света и изобретение нового типа телескопа - рефлектора; создание (одновременно с Лейбницем) новых могучих математических методов исследования природных процессов дифференциального и интегрального исчислений, наконец, едва ли не главное - открытие закона всемирного тяготения! В математике и физики, в подходе к явлениям и методах исследования природы, наконец, в самом стиле научного мышления в течение двух столетий безраздельно господствовало направление, известное под именем ньютонианского.
В основе метода Ньютона лежит экспериментальное установление точных количественных закономерных связей между явлениями и вывод из них общих законов природы методом индукции, то есть переходом от приближенных выводов из конечного числа конкретных наблюдений (экспериментов) к предельным, абстрагированным от частностей точным законам. Развитие индуктивного метода в физике начал Галилей. Ньютон довел его до логического завершения.
Вразрез с многовековыми традициями в науке и, казалось бы, с главной целью ученого, Ньютон впервые вполне сознательно отказался от поисков «конечных причин» явлений и законов и ограничился, в противоположность картезианцам, точным количественным изучением проявления закономерностей в природе. (Таким феноменологическим подходом к изучению окружающего мира Ньютон был отчасти близок к Птолемею.) В этом сознательном самоограничении — а по существу в умении выделить главную и реалистическую задачу на данном этапе развития науки - состояла особенность и сила гения Ньютона.
2. Создание системы классической математической физики [механики] и открытие закона всемирного тяготения
2.1. Предшественники Ньютона. Ко времени начала научной деятельности Ньютона, то есть к 60-м гг. XVII в., уже были заложены основы теории движения (Галилеем) и выявлены некоторые принципы механического взаимодействия тел (Декартом). Ньютон завершил создание системы классической механики, в основе которой лежат три установленных им закона динамики — закон инерции в наиболее полной его классической формулировке как закон сохранения состояния покоя или равномерного прямолинейного движения; закон пропорциональной зависимости между действующей силой и сообщенным ею ускорением (F = та) и закон равенства действия противодействию. Ньютон завершил также начатое Галилеем и продолженное Декартом создание системы понятий и принципов классической механики.
В астрономии фундаментом для изучения Солнечной системы стали законы Кеплера. Но на протяжении более полувека после их открытия астрономы тщетно пытались найти их физическое основание. В поле зрения физиков вновь вошла идея тяготения как некая вполне реальная сила. Представление о такой силе как центральной, распространяющейся из точки во все стороны, начало формироваться (еще в XIII в.) на основе оптико-геометрической аналогии — картины распространения света, которая и подсказала впервые обратно квадратичный закон уменьшения такой силы с расстоянием. Такая сила проявлялась, например, и в магнетизме, которым Кеплер впервые попытался объяснить физическую связь между планетами и Солнцем. Но здесь самого Кеплера и его последователей могла ввести в заблуждение способность этой центральной силы действовать не только в радиальных направлениях, но и тангенциально, перпендикулярно радиусу. Это, видимо, и сформировало первоначальное ошибочное представление о движении планет под действием силы, направленной вдоль орбиты. Во всяком случае, магнитные «силовые лучи» удерживали планеты возле центрального источника этой силы — Солнца. Видимо, открытие вращения Солнца способствовало возрождению образа вихревого движения — среда должна была закручиваться вокруг него, увлекая и находящиеся в ней планеты (что вместе с тем вполне отвечало привычной картине движения под действием толкающей или тянущей силы — вихрь «волочил» планеты за собой). Однако выросшая на этой основе картезианская вихревая космология, вдохновившая сначала многих своим эволюционным материалистическим содержанием, во второй половине XVII в. уже показала свое бессилие как чисто качественная гипотеза. Пытаясь проникнуть без достаточных оснований в самую суть, природу тяготения, она давала простор фантазии, но не открывала пути количественного изучения явления.
Астрономы и физики вновь возвращались к обсуждению силы тяготения Солнца (в ее существовании после Кеплера уже не было сомнения) с феноменологической стороны, стремясь установить закон ее проявления, закон феномена тяготения. Ее обсуждали после Кеплера Гассенди, Буйо, Борелли, Гюйгенс, Роберваль, Рэн, Гук, Галлей.
Вновь обсуждался вопрос о зависимости ее от расстояния. Один из ранних предшественников Ньютона Исмаэль Буйо (Буллиальд, 1605—1694) в 1645 г. еще утверждал, вслед за Кеплером, обратную пропорциональность этой силы самому расстоянию (F~ 1/г). Но уже в 1665 г. другой современник Ньютона Джованни А. Борелли (1608—1679) в своей первой теории движения спутников Юпитера писал о том, что при криволинейном движении тела по орбите оно находится под действием двух сил — центробежной и уравновешивающей ее силой притяжения центрального тела. При этом древнее понятие центробежной силы получало физическое обоснование: уже в результате поздних работ Галилея и затем Декарта становилось все более ясно, что она возникает в результате сложения инерциального прямолинейного (в каждой точке орбиты) движения и радиального притяжения центрального тела системы.
Закон криволинейного движения и выражение для центробежной силы открыл в 1673 г. Гюйгенс (1629-1695): F= mv2/r.
В 1674г. непременный ученый секретарь Лондонского Королевского Общества Роберт Гук (1635—1703) — неистощимый на новые идеи, но не доводивший, однако, большинство из них до детальной разработки, уже писал о притяжении тел Землею с силой обратно пропорциональной квадрату расстояния (Р~1/г) и не сомневался, что и движение планет объясняется притяжением их к Солнцу.
Вставала главная проблема - по какой кривой должно двигаться тело под действием такой центральной силы?
Один из состоятельных членов Королевского Общества, физик и архитектор X. Рэн (1632—1723) назначил даже от себя премию в 40 шиллингов своим оппонентам за решение этой задачи. В этом «состязании» принял участие и молодой астроном Э. Галлей (1656—1742). В 1684 г. он вывел из третьего закона Кеплера, что сила тяготения Солнца действительно обратно пропорциональна квадрату расстояния. Но вывести траекторию движения под действием такой силы никому не удавалось.
Между тем задача была решена уже за 18 лет до этого, в 1666 г., никому тогда не известным молодым физиком из Кембриджа Исааком Ньютоном.
2.2. Этапы творчества Ньютона. Все свои великие открытия Ньютон сделал в возрасте до 30 лет. В 1665—1666 гг.: создание метода флюксий (основы дифференциального и интегрального исчислений), закончено в 1671 г., полностью опубликовано в 1736 г. В1664 г. — начало работ по оптике, спектральное разложение света (1666). В 1668 г. — изобретение рефлектора; в 1672 г. — построение корпускулярной теории света. В 1666 г. — начало создания теории тяготения.
Начав с расчетов для упрощенной модели — равномерных круговых движений планет под действием тяготения Солнца (на основе открытого им самостоятельно закона криволинейного движения и эмпирических планетных законов Кеплера), Ньютон доказал, что сила тяготения должна изменяться обратно пропорционально квадрату расстояния планеты.
Контролем служил расчет ускорения свободного падения на расстоянии Луны и вычисление отсюда его величины у поверхности Земли. Неуверенность результата (не удовлетворившее его соответствие ускорений — 9,5 м/с для Луны у поверхности Земли и экспериментально полученного физиками 9 8 м/с2) из-за неточности сведений о размерах Земли заставила его оставить работу (даже расчеты были утеряны). Но в 1670-е гг. после новых градусных измерений Пикара (с точностью до нескольких метров) такой контроль полностью подтвердил теорию. В 1679 г. Ньютон показал, уже для реальных эллиптических движений планет, что из второго закона Кеплера следует центральный характер силы тяготения Солнца, а из первого, что и для эллиптической орбиты сила эта F ~ 1/г2. После обращения Галлея Ньютон заново повторил утерянные расчеты и получил новый результат: из третьего закона Кеплера для реальных некруговых орбит сила притяжения Солнца F ~ 1/г .К тому же Ньютон уточнил третий закон Кеплера, введя в него массы рассматриваемых небесных тел. Таким образом, им было показано, что все три закона Кеплера — прямые следствия общего обратно квадратичного закона притяжения планет к Солнцу. Так был получен ответ и о типе траектории движения тел под действием центральной силы Солнца — это конические сечения. Уже в конце 1684 г. рукопись была готова. Большую роль в ее издании сыграли хлопоты и финансовая помощь Галлея. В итоге в начале июля 1687 г. вышел из печати главный физико-астрономический труд Ньютона «Philosophiae Naturalis Principia Mathematica» (Математические начала натуральной философии).
3. Создание основ небесной динамики. О содержании «Начал». Труд Ньютона состоял из обширного введения и трех книг. Содержанием его стала доведенная Ньютоном до завершения вся классическая механика и впервые опиравшаяся на ее законы и закон всемирного тяготения динамика небесных тел. В третьей книге содержалась и новая гравитационная система мира Ньютона.
Именно третий закон механики (в тяготении взаимодействуют не одно, а оба тела) подводит Ньютона к установлению общего закона тяготения: каждая частица материи притягивает каждую другую частицу с силой пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними (у самого Ньютона такой единой краткой формулировки не было: закон частями формулировался им в разных местах «Начал»). Большая часть первой и третьей книг посвящены выведению из общего закона тяготения и трех законов механики всех особенностей движения тел Солнечной системы. Даже при учете ничтожности масс всех планет в сравнении с Солнцем задача была очень трудной.
Ньютон вывел как следствие неизбежность небольших отклонений от законов Кеплера — неравенств в движениях небесных тел и впервые дал физическое объяснение всех уже известных тогда неравенств: движения линии апсид земной орбиты (впервые подмечено как движение солнечного апогея еще аль-Баттани в начале X в.); неправильности в движении Сатурна под влиянием Юпитера (так называемое Большое неравенство Юпитера и Сатурна, открытое впервые И. Горроксом, первая половина XVII в.); движения лунных узлов и апогея лунной орбиты под влиянием Солнца. Ньютон открыл и новые малые неравенства в движении Луны, а также указал на существование неправильностей в движениях спутников Юпитера и Сатурна. В механике Ньютона впервые получило физическое объяснение явление прецессии, явление приливов и отливов.
В отличие от прежних общих натурфилософских рассуждений Декарта «Начала» были насыщены конкретными физическими результатами и математическими расчетами. (1) Ньютон дал метод определения относительной массы тела, имеющего спутника, и нашел в результате, что масса Солнца равна 1067 массам Юпитера (современные данные — 1047), 3021 массам Сатурна (3500). (2) Ньютон ввел понятие центра тяжести системы — неподвижной точки в динамической системе типа Солнечной. (В нашей Солнечной системе он находится в пределах Солнца, но не в его центре!) (3) После обнаружения в 1672 г. различий в периоде качаний маятника в высоких широтах и близ экватора (Рише) Ньютон сделал вывод, что (вопреки противоположному утверждению знаменитого астронома, тогдашнего директора Парижской обсерватории Дж. Кассини) Земля сжата с полюсов вследствие взаимного притяжения ее частей и ее осевого вращения (его оценка сжатия — 1/230, в действительности — 1/297). Ньютон распространил этот вывод на все планеты и теоретически нашел сжатие Юпитера (что в 1691 г. подтвердил и его «оппонент» Дж. Кассини). (4) Впервые Ньютон дал динамическое объяснение прецессии как результата притяжения Солнцем и Луной несферической Земли. Его оценка постоянной прецессии случайно оказалась очень точной (50" в год), поскольку сложилась из солнечной (9") и лунной (якобы в 4,5 раза большей, на деле — немногим больше, чем в 2 раза). (5) Ньютон впервые дал физическое объяснение приливам и отливам — главным образом, притяжением Луны и обосновал наблюдавшиеся — два прилива и отлива в сутки, с max в ново- и полнолунии и min в квадратурах. (6) Он впервые оценил массу Луны по высоте приливов в max и min (правда, с ошибкой в два раза). (7) Наконец, совершенно новыми были выводы Ньютона о кометах: он показал, что траектории комет должны быть также коническими сечениями — скорее очень вытянутыми эллипсами или параболами и гиперболами. Для яркой кометы 1680—81 гг. геометрическим методом была вычислена параболическая орбита (расчет ее проще). Однако на основании исторических сравнений Галлей счел эту комету (впервые) периодической, и ее орбиту — чрезвычайно вытянутым эллипсом, оценив период кометы в 575 лет. Это сыграло существенную роль в формировании представлений о физической природе комет — о чрезвычайном разогреве, испарении и сублимации ее вещества в перигелии (идеи Ньютона) и ледяном состоянии тела кометы вдали от Солнца (идея Эпинуса) и в формировании первых космогонических гипотез на основе механики Ньютона (Уистон, Бюффон). Хвосты комет Ньютон сравнивал с выделяющимся из тела кометы (при ее сближении с Солнцем) «дымом», освещенным Солнцем. Первой реакцией на «Начала» было недоверие к ним на континенте, особенно к идее тяготения через, по-видимому, пустое (!) пространство (хотя сам Ньютон допускал при этом существование некоего посредника-агента) (среди противников оказались Гюйгенс, Кассини). Но уже вскоре теория тяготения Ньютона получила полное признание. Закон всемирного тяготения стал фундаментом небесной механики (точнее, небесной динамики) и рабочим инструментом исследования окружающего мира.
4. Создание фундамента физической оптики. Изобретение рефлектора.
Поиски анаберрационных объективов для рефракторов (1664—1666) привели Ньютона к открытию явления спектра. Исследуя преломление монохроматических лучей, он установил причину хроматической аберрации объективов рефракторов и пришел к выводу о ее неустранимости. Результатом стали разработка им основ физической оптики и изобретение в 1668 г. рефлектора (независимо от Дж. Грегори, 1663 и Зукки, 1616, которые, однако, не строили реальных инструментов) и создание корпускулярной теории света (1672). За свое изобретение Ньютон был избран в 1672 г. в члены Лондонского королевского общества. Итоговое же его сочинение «Оптика» было опубликовано в 1704 г.
5. Вселенная Ньютона
Несмотря на свой широко известный девиз «Гипотез я не измышляю», Ньютон обсуждал в 1690-е гг. в переписке с обратившимся к нему молодым священником Р. Бентли проблему общей структуры, конечности или бесконечности Вселенной.
Первый его вывод — гравитирующая Вселенная должна быть бесконечной, об этом говорит уже наличие множества звезд.
Второй вывод, по проблемам космогонии, — Ньютон считал невозможным создать все качественное разнообразие из механических движении бескачественных частии,.
Открытие возмущений, тем более, вековых (каким представлялось тогда неравенство Юпитера и Сатурна) поставили перед Ньютоном проблему устойчивости Солнечной системы. Загадкой оставалось и начало движения планет по орбитам. Для него единственным объяснением этого оставалась божественная сила — «первый толчок», равно как и вмешательство ее для подправления системы (подзавода «мировых часов» — образ принадлежит Лейбницу).
6. Ньютон и ньютонианская картина мира
Как это бывает обычно, последователи Ньютона в массе своей нередко отходили от подлинно глубоких идей самого Ньютона, или вовсе не зная, или забыв о его осторожных и тонких замечаниях. Вспомним, что в свое время последователи Птолемея вульгаризировали его математическую модель мира, представляя его эпициклы и деференты действительно существующими материальными ободами и колесами. В XVIII в. точно так же более сложная физическая картина мира, проступавшая перед мысленным взором Ньютона, была огрублена и «избавлена» от недомолвок (в которых заключается порой глубокий смысл). Утвердилось представление о существовании бесконечного, пустого межзвездного мирового пространства. Между тем сам Ньютон склонялся, скорее, к идее крайней разреженности мировой материи, не вызывающей поэтому заметного торможения планет. В пылу борьбы с картезианством утвердился и жесткий принцип дальнодействия — как передачи действия тяготения через пустоту и мгновенно, т.е. с бесконечной скоростью. Ньютон же считал необходимым наличие некоего передатчика этого действия, «агента», допуская, правда, и его нематериальную природу. Но подобные «объясняющие» идеи уже не вдохновляли XVIII век — век просвещения, рационализма, возрождающихся материалистических (механистических) учений, набиравшего темп экспериментального и математизированного естествознания. На этом этапе развития научного познания наиболее эффективным оказался именно феноменологический подход в объяснении явлений — с сознательным отсеканием вопроса о конечной причине явления, могучий индуктивный метод Ньютона. Феноменологическая, но опиравшаяся на строгие количественные законы, физика Ньютона определила и главные черты новой, сформировавшейся на ее основе гравитационной физической картины мира, а точнее, космофизической, которая под именем ньютонианской на два века стала направляющим и контролирующим фактором в развитии естествознания.
Сформировавшись на основе механики Ньютона, она в своих деталях и нюансах отличалась от воззрений ее основателя, утеряв свойственные подлинно научному подходу сомнения, незавершенность знаний. Напротив, идеи Ньютона обрели вид абсолютных утверждений. А полученные на основе наблюдений и точных измерений, проведенных в пределах Солнечной системы, законы были, опять же традиционно, перенесены (экстраполированы) на всю мыслимую Вселенную. Что же представляла собой эта ньютонианская гравитационно-механическая картина мира?
Ее стержнем была идея материального единства небесного и земного, т.е. мира в целом, который, хотя и создан некогда Богом, но существует и изменяется по естественным законам. В основе всех явлений и процессов лежит механическое движение (ньютонова идея начального божественного толчка и предложенный Лейбницем образ «Мирового Часовщика» уже вскоре покинули эту картину мира как излишние). Универсальной и главной силой в Космосе представлялась гравитация. Физическая картина мира рисовалась с помощью абсолютных категорий: абсолютное пространство и абсолютное время, существующие и без материи, без материальных тел, сами по себе. Бесконечный набор любых величин для любых процессов: допускались любые значения для скорости, направления движений, масштабов материальных тел (а в дальнейшем и их систем)
Астрономическая картина мира, или, вернее, астрономический аспект картины мира, включая в качестве фундамента эти физические идеи и представления, дополнялся специфическими идеями и представлениями об устройстве, составе и состоянии Вселенной. Вселенная представлялась бесконечной, по крайней мере, в пространственном отношении. Момент божественного творения ее отвергался. Сотворение же самой материи представлялось теперь как некая краткая и отдаленнейшая увертюра к бесконечно долгой пьесе, действие в которой развивается уже по своим естественным законам, главным образом, под действием гравитации. По мере накопления наблюдательных сведений о составе, структуре, свойствах ранее известных или вновь открываемых в Космосе объектов формировались все более сложные модели Вселенной на базе гравитации.
Литература к части 4
Бруно Д. Диалоги. М., 1949. С. 163—294 (О причине, начале и едином); С. 295—448 (О бесконечности, Вселенной и мирах).
Галилей Г. Диалог о двух важнейших системах мира: птолемеевой и коперниковой. М.-Л., 1948.
Галилей Г. Звездный вестник // Вопросы истории естествознания и техники. 1964. Вып. 16. С. 3-28.
Еремеева А.И. Астрономические интересы, литература и образование в истории Москвы до середины XVIII в. // ИЛИ. 2000. Вып. 25. С. 156-198.
Коперник Н. О вращениях небесных сфер. М., 1964. См. также: Поли. собр. соч. Т. 2. Варшава—Краков, 1986.
Глава 15. Новые организационные формы и условия развития астрономии в Европе
1. Обсерватории
В XVII в. были организованы национальные академии наук — в Италии «Academia del Chimento» (Академия естествознания, или опыта) — 1657 г.; в Великобритании — Лондонское королевское общество (1662г.); во Франции Парижская академия наук (1666/7 г.). Тогда же были созданы крупнейшие государственные астрономические обсерватории: Парижская в 1667—72 гг. и Гринвичская в Лондоне (1676 г.). Последняя - для решения актуальной проблемы разработки более точных методов определения долготы на море. Из частных обсерваторий наиболее известной и плодотворно работавшей была Гданьская обсерватория Гевелия (построена в 1641 г., восстановлена к 1681 г. после пожара 1679 г., когда удалось спасти лишь рукописи Кеплера).
2. Главные действующие лица — конструкторы и наблюдатели. [Рост астрономического сообщества]
Начало телескопической астрономии характерно быстрым ростом числа астрономов. Напомним о главных действующих лицах этого периода: Ян Гевелий (1611-1687, Гданьск, Польша); Иеремия Хоррокс (1618-1641, Англия), первый продолжатель Кеплера и один из предшественников Ньютона; Джан Кассини (1625-1712), Флоренция, с 1669 г. во Франции, первый директор Парижской обсерватории (1671—1711 гг.), глава астрономической династии; Христиан Гюйгенс (1629—1695), Голландия, конструктор особо длиннофокусных рефракторов («воздушных труб»), заложил основы теории труб (теории геометрической оптики). В 1666—1681 во Франции, возвращение в Голландию (из-за гонений на протестантов). В. Гасконь (1612—1644, Англия), А. Озу (1640-1691, Франция), Р. Гук (1635-1703), Олоф Рёмер (1644-1710), Дания, в 1672-1681 гг. во Франции на Парижской обсерватории, возврат на родину (как протестанта). Джон Флемстид (1646—1719), Англия, первый директор Гринвичской обсерватории (основана в 1676 г.), т.е. королевский астроном. Э. Галлей (1656—1742), второй директор Гринвича (с 1720 г.). Джеймс Брадлей (1693-1762), третий директор Гринвичской обсерватории (с 1742 г.). Товия Майер (1723-1762), Германия, ученый-самоучка, профессор математики и директор обсерватории Гёттингенского университета.
3. Инструментальная база астрономии во второй половине XVII — начале XVIII вв.
После изобретения и введения в дело подзорной трубы Галилея (1609-1610), изобретения (1611, Кеплер) и реализации (1613, Х.Шейнер) первого рефрактора (с перевернутым, но действительным изображением и большим полем зрения) и изобретения параллактической монтировки телескопа (1618 — он же) еще на протяжении нескольких десятилетий продолжалось сосуществование с оптикой дооптических угломерных инструментов (квадранты, секстанты). Последний точный наблюдатель на них — Я. Гевелий, достигавший точности измерений с ошибкой менее 1', начал использовать и рефракторы, но лишь для рассматривания объектов. (В первой половине XVII в. рефракторы еще не имели приспособлений для точного наведения и измерении положения светила.) С введением таких приспособлений, особенно окулярного нитяного микрометра (независимо изобретен в 1640 г. Гаскойнем, затем Гуком и Озу), и кругов отсчета (в 1660—70-е гг. — Озу, Пикар, Шорт) телескопическая астрономия окончательно вытеснила наблюдения невооруженным глазом. XVII век стал первой эпохой развития рефракторов. Как правило, все выдающиеся астрономы XVII — начала XVIII вв. (Гевелий, Гюйгенс, Гук, Ньютон и др.) были искусными шлифовальщиками оптических стекол для телескопов. Борьба за увеличение изображения и уменьшение аберрации в однолинзовых рефракторах привела к изобретению чрезвычайно длиннофокусных телескопов — «воздушных труб» (до 60 — 70 м! объектив их крепился на высокой мачте и не был связан с окуляром жесткой оправой-трубой). Гюйгенсу принадлежит создание основ теории зрительных труб («Диоптрика», 1652). Он же изобрел сложный (двухлинзовый) окуляр («окуляр Гюйгенса»), исправлявший хроматическую аберрацию, кому и астигматизм (1662). Но изображение в нем было мнимым, и окуляр оказался неприменимым для точных измерений с нитяным микрометром. Олоф Рёмер, которого называли «Северный Архимед», изобрел свыше 50 новых инструментов и приборов, в том числе в 1689-90гг. пассажный инструмент и меридианный круг.
Флемстид первым оценил рефлектор Ньютона и преимущества параболического зеркала в нем. Но в практику рефлекторы вошли позже.
Глава 16. Успехи телескопической астрономии XVII - начала XVIII вв.
1. Открытия в Солнечной системе
Первыми стало открытие солнечных пятен и др. деталей на поверхности Солнца; открытие и измерение периода вращения Солнца (И. Фабрициус, 1611). Произошло и открытие Зодиакального света.
2. Новые оценки солнечного параллакса
После первой и неизвестно на каком основании полученной в новое время оценки солнечного параллакса Кеплером (1', вместо 3', по Аристарху и Гиппарху) новое уточнение его получил Гевелий (40"); а затем Иеремия Хоррокс (в 1639 г. — по наблюдениям прохождения Венеры: 14", но это надолго осталось неизвестным). В результате оценки расстояния Солнца от Земли (а.е. -«астрономической единицы») в XVII в. быстро возрастали (сначала в расстояниях Луны): 20 (до Тихо Браге включительно), 60 (по Кеплеру), 86 (по Гевелию), 260 (у Хоррокса). Первое получившее известность и довольно точное определение солнечного параллакса в новое время было сделано в результате синхронных наблюдений Марса во время его противостояния в /672г. Дж. Кассини и Ж. Пикаром (в Париже) и Ж. Рише (в Кайенне близ экватора): 9,5". Это позволило Кассини оценить расстояние до Солнца (а.е.) в 140 млн. км (360 расстояний до Луны) и составить более точные таблицы видимого движения Солнца (1673). Кассини также составил более точные таблицы рефракции, сменившие таблицы Кеплера.
С 1642 г. Гевелий начал составление детальных карт лунной поверхности (с географическими названиями деталей). Результаты Гевелия по Луне вошли в его «Селенографию» (1647). Но затем итальянский ученый монах Дж. Риччоли в описании карты Луны, составленной им совместно с Ф.М. Гримальди, ввел удержавшийся поныне именной принцип наименований лунных кольцевых гор и дал свои «астрологические» имена лунным «морям» (в соч. «Новый Альмагест», 1651).
Детально изучалось движение Луны для составления более точных таблиц (Хоррокс, 30-е гг. XVII в.; Флемстид, составивший новые ее таблицы в
1673 г., которые вопреки его воле использовал Ньютон в теории тяготения). В 1693 г. Галлей открыл вековое ускорение Луны и, проведя с 1719 г. полный 18-летний цикл наблюдений Луны (за полный период движения узлов ее орбиты), составил новые лунные и планетные таблицы (опубликованы лишь в 1752 г.). Сын Дж. Кассини Жак Кассини предложил новый более точный метод определения долготы на море — по моментам покрытия звезд Луной.
В мире планет — Гевелий открыл фазы, аналогичные лунным, у Меркурия. По наблюдениям прохождения Венеры по диску Солнца начали уточнять значение а.е. (метод Галлея). Первые измерения периода вращения Марса по наблюдению деталей на нем провели Гук в 1665—66 гг. (24 ч.), а затем Дж. Кассини (24 ч. 37 м.). В1667 г. Гюйгенс открыл полярные шапки и одну полосу на Марсе, уточнив и период вращения планеты. Наблюдения ярчайшей планеты Юпитера принесли в XVII в. наибольшее число открытий, и не только в планетной астрономии: открытие затмений спутников Юпитера (Дж. Ходиерна, Сицилия, 1652); открытие «красного пятна» (Дж- Кассини, одновременно с Гуком, 1665); открытие вращения планеты (Гук, 1666) и измерение его периода (Дж. Кассини: 9 ч. 56 м., по современным данным — 9 ч. 55 м. 41 с.); составление первых точных таблиц движения его спутников с расчетом моментов их затмений (Кассини, 1668/1693). Гюйгенс отметил полосы на Юпитере.
В 1675 — по запаздыванию моментов начала затмений спутников Юпитера при наблюдении близ соединений планеты по сравнению с табличными данными, вычисленными в противостоянии, О. Рёмер открыл конечность скорости света. Его оценка (около 210 тыс. км/сек), уже верная по порядку величины, не только поражала своим чудовищным (но все же конечным!) значением, но и позволила ввести новую единицу измерений расстояний во Вселенной — световой год.
После Галилея велись интенсивные поиски новых спутников у планет (термин ввел Кеплер). Первым был открыт спутник у Сатурна, названный Титаном, и весьма точно измерен период его вращения (Гюйгенс, 1655). И уже на следующий год была открыта совершенно неожиданная деталь в планетной системе — чрезвычайно тонкое кольцо вокруг Сатурна (Гюйгенс, 1656), в котором Кассини в 1679 г. открыл первое деление («щель Кассини»). Он же открыл следующих четырех спутников Сатурна (1671 — Япет, 1672 — Рея, 1684 - Диана, 1684 — Тетис). Этим были исчерпаны возможности рефракторов XVII в. До 1781 г. не было сделано ни одного открытия нового спутника или планеты в Солнечной системе.
В XVII в. было открыто несколько комет (в том числе Гевелием комета 1682 г., будущая «галлеева»). Укреплялось мнение об их непрямолинейных, скорее параболических траекториях (Гевелий, Дёрфель, Галлей), для определения которых Галлей первым перешел от старого геометрического метода (им еще пользовался Ньютон) к алгебраическому.
Первой кометой, относительно которой был сделан вывод (Галлеем,) о ее периодичности, была, однако, не комета 1682 г. (названная галлеевой).а яркая комета 1680 г. Галлей оценил ее период — в 575 лет ("современные данные — более 8 тыс. лет) и смоделировал чрезвычайно вытянутую орбиту, перигелий которой располагался чрезвычайно близко к Солнцу. Выводы его признал убедительными Ньютон и включил их в свои «Начала» (1687). Комета 1680 г. сыграла существенную роль в истории планетной космогонии (В. Уинстон, за ним Бюффон) и в развитии представлений о физике самих комет (Ньютон — высказал идею нагрева и сублимации вещества кометы при сближении кометы с Солнцем; Эпинус в следующем веке сделал вывод о ледяном «окаменелом» состоянии тела кометы вдали от Солнца.). Галлей же впервые испробовал исторический метод отождествления астрономических событий, что способствовало открытию им и его другом периодической кометы (1682 г.), период которой в 75—76 лет позволял проверить теорию в обозримое для наблюдателей время.
Глава 17. Новые открытия в мире звезд. От картины звездной сферы к бесконечной звездной Вселенной
1. Сведения о мире звезд и первые оценки межзвездных расстояний В XVII — первой половине XVIII вв. в Европе были составлено несколько звездных каталогов (объемами — порядка тысяч звезд). Гевелий ввел около 10 новых созвездий (Гончие псы, Ящерица, Секстант, Единорог, Лисичка и др.). После открытия Рёмером конечной скорости света (1675) и ее первой оценки (более 200 тыс. км/с) стало возможным приступить к оценке масштабов звездной Вселенной — расстояний до звезд на основе фотометрического закона — ослабления силы света обратно пропорционально квадрату расстояния (последнее было доказано еще Кеплером). Первая такая фотометрическая оценка была получена Гюйгенсом (1695, опубл. посмертно в 1698), который получил для расстояния Сириуса около 0,5 св. года, а спустя более полувека в 1761 г. — более точная оценка Ламбертом, опиравшимся на более точно установленные им законы фотометрии (ок. 8 св. лет для той же звезды).
2. Открытие собственных движений у звезд (Галлей, 1718) Это выдающееся открытие сделал Галлей в 1718 г., показав наличие собственного движений у трех звезд — Аьдебарана (у него «Палилисиум» — Глаз Тельца), Сириуса и Арктура. В 70-е гг. XVIII в. это открытие было подтверждено Т. Майером и Н. Мэскелином, которые из сравнения современных им каталогов с данными каталога звезд Рёмера обнаружили собственные движения уже у десятков звезд.
3. Открытия на пути поисков звездных параллаксов и рост масштабов звездной вселенной
Плодотворным путем получения неожиданных открытий стал путь многовековых поисков звездных параллаксов — видимых смещений звезд за счет орбитального движения Земли. На этом пути были открыты аберрация
(Брадлеем, 1728), нутация (он же, 1748), а в дальнейшем физическая двойственность звезд — двойные звезды (В. Гершель, 1802/1803).
С учетом нутации — верхняя граница звездных параллаксов оказывалась не более 0,5" (что соответствовало наименьшим межзвездным расстояниям не менее 6,5 св. лет). В дальнейшем это подтвердилось для северного полушария. Ближе к нам находится лишь α Сеп (в Южном полушарии).
Таким образом, привычная в течение веков и тысячелетий картина звездной сферы уступила место картине неизмеримой по глубине звездной Вселенной.
Глава 18. Туманности — новый объект астрономических наблюдений
Первым следствием утверждения ньютонианской гравитационной картины мира стало появление, уже в середине XVIII в., трех умозрительных космологических гипотез о сложности структуры звездной Вселенной (Райт, Кант, Ламберт).
Но этому предшествовало открытие и осознание важности совершенно новых космических объектов — «туманностей».
1. Первые шаги в мире «туманностей»
В 1610 г. Галилей разложил в звезды некоторые облака в Млечном Пути, что стало первым доказательством его звездного состава (подтвердив спустя тысячелетие догадки Демокрита), а также «туманную звезду» в Раке, и открыл, таким образом, первое звездное скопление (рассеянное) — «Ясли». В 1612 г. Симон Мариус отметил правильную, вытянутую форму и характерную слоистую структуру млечной Туманности Андромеды, остроумно сравнив ее с пламенем свечи, если его рассматривать через роговую пластинку. В 1687 г. Гевелий отметил и внес в свой звездный каталог на эпоху 1660 г. (опубл. в 1687 г.) 16 туманностей в созвездиях: Андромеды (1), Козерога (4) Лебедя (2), Геркулеса (3), Пегаса (1), Щита Собесского (1), Весов (1), Б. Медведицы (1), Скорпиона (2). Цизат (1619г.) открыл Светлую Туманность в Орионе (вокруг τ Ori в его поясе, в мече). Гюйгенс независимо в 1694 г. внес в свой дневник запись о таком же открытии и впервые высказал идею существования щели в сверхзвездные пространства Вселенной, заполненные огненной материей (в соответствии с картиной космоса по Библии).
В статье, опубликованной в 1715 г., Галлей сообщил об открытии или переоткрытии им шести туманностей: в Мече Ориона, Поясе Андромеды, Стрельце, Центавре (переоткрыл ее в 1677 г., она была отмечена еще в каталоге Птолемея); в Антиное (часть созвездия Орла) и Геркулесе (открыта Галлеем в 1714г.).
2. Рост интереса к туманностям как существенному элементу структуры и состава Вселенной. Первые гипотезы об их природе. В той же статье 1715 г. Галлей высказался о туманностях как о самосветящихся космических объектах, играющих существенную роль в структуре Вселенной. О масштабах туманностей Галлей писал, что ввиду отсутствия у них параллаксов «они не могут не занимать огромных пространств» и что размер их «быть может, не меньше, чем вся наша Солнечная система». Отсюда следовал его вывод — это очень перспективный материал для размышлений, особенно для астрономов.
1733 г. — Вильям Дерхем (1657—1735) публикует работу «Наблюдения среди неподвижных звезд явлений, называемых туманными звездами» [по результатам своих наблюдений с 8-футовым рефлектором]. Он отметил, что их много, и что они разбросаны в разных частях неба. Там же он поместил первый «каталог» из 16 туманностей на эпоху 1660 г. — из соч. Гевелия «Предвестник астрономии», упомянув еще шесть туманностей, описанных у Галлея. Одну (в Антиное) Дерхем отождествил со звездным скоплением, отметив, что она подобна Млечному Пути, другие же, имевшие совершенно однородный млечный вид, он посчитал скоплениями легких паров.
Дерхем первым отметил несколько сжатую, овальную форму многих туманностей. Из наблюдений звезд на фоне туманности Ориона он сделал вывод, что звезды эти значительно ближе к нам, а туманности так же далеки от звезд, как звезды от нас. Это привело его к заключению о колоссальных размерах туманностей и также к весьма странной идее «щели» (как и ранее Гюйгенса). В 1742 г. Пьер Луи Моро де Мопертюи (1698-1759) объяснил эллиптичность (сплюснутость) формы многих туманностей их вращением и заключил, что это должны быть единичные тела. Его заключения о вращении оказали в дальнейшем определяющее влияние на космологические построения Канта.
Глава 19. Первые универсальные космолого-космогоническне гипотезы в рамках ньютоновой гравитационной картины мира (У. Уистон, Ж.Л.Л. де Бюффон; Т. Райт, И. Кант, И.Г. Ламберт)
1. Первые космогонические гипотезы в гравитационной картине мира (Уистон, /696; Бюффон. 1749)
Младший современник Ньютона В. Уистон (1667—1752) первый попытался объяснить естественными причинами, на основании теории тяготения, если не формирование Земли как тела, то, по крайней мере, формирование ее как обитаемой планеты. По его гипотезе Земля вначале была... кометой, обращавшейся вокруг Солнца, но не имея осевого вращения. Такое вращение (а с ним и предпосылку возникновения жизни на планете) она якобы получила от косого удара в нее другой кометы! Продолжение гипотезы носило религиозный характер: третья комета при встрече с Землей накрыла ее своим «парообразным» хвостом, вызвав, конечно, за грехи людей, всемирный потоп, а четвертая (имелось в виду ожидавшееся через 575 лет возвращение кометы 1680г.!) должна была в результате удара о Землю вообще привести к концу света... Так или иначе, но Уистона следует назвать родоначальником катастрофического направления в планетной космогонии, хотя он еще не говорил о возникновении всей Солнечной системы. Сочинение Уистона с изложением этой гипотезы «Новая теория Земли от ее начального состояния до конца всех вещей...» (1696) получило широкую известность и несколько раз переиздавалось в разных странах (1712,1715,1725 и 1736).
Родоначальником идеи естественного возникновения и развития в рамках ньютоновской физической картины мира всей Солнечной системы стал великий французский естествоиспытатель Жорж Луи Леклерк де Бюффон (1707—1788).
Он построил свою космогоническую гипотезу, объединив ряд независимых идей: о возможности столкновения кометы с Солнцем (Ньютон); идею косого удара (Уистон); мысль Мопертюи (см. ниже), что сплюснутая форма уже наблюдавшихся тогда загадочных маленьких млечных туманностей (которые он принимал за единичные тела) объясняется их быстрым вращением; наконец, гипотезу, предложенную великим математиком, физиком и философом Готфридом Лейбницем (1646—1716) о том, что Земля, обладающая внутренним теплом, некогда могла быть самосветящимся телом вроде звезды, а затем остыла с поверхности (1683, опубликована посмертно в его соч. «Протогея», 1748).
В поисках эволюционного естественнонаучного обоснования умозрительной идеи Лейбница Бюффон допустил, что все планеты образовались из струи раскаленного вещества, выбитого из Солнца при скользящем ударе кометы. ) Остывая, струя, по мысли Бюффона, разбилась на отдельные фрагменты, которые сжимались, вращаясь, и образовали сжатые у полюсов планеты, в том числе и Землю (сплюснутость которой была к этому времени доказана экспедициями 1735—1743 гг. в Перу и Лапландию). Гипотеза Бюффона была опубликована в 1749 г. в небольшом трактате «История и теория Земли», а позднее вошла в его знаменитую «Естественную историю» (т. 44).
Таким образом, впервые рука Бога (без вмешательства которой до этого не мыслилось ни возникновение небесных тел, ни их удивительное тангенциальное движение, для появления которого и Ньютон, и Л. Эйлер допускали «божественный толчок») была заменена естественной причиной — ударом кометы. Во времена Бюффона эта идея показалась настолько крамольной, что церковь заставила автора письменно отречься от нее. Но идея вышла на свободу (с укреплением Века Просвещения она была опубликована в 1778 г. вторично), и благодаря Бюффону, планетная система стала восприниматься в дальнейшем как возникшая и сформировавшаяся под действием естественных сил природы.
В конце XIX — начале XX вв. такое направление получило развитие в так называемых «катастрофических» гипотезах Фая, Чемберлина — Мультона, а позднее в наиболее широко известной гипотезе Джинса—Джеффриса. В них идея внешней возмущающей силы объединилась с древней идеей вихревого движения материи, возрожденной в новое время Декартом и Сведенборгом.
2. Истоки гравитационной космологии XVIII в. (Гевелий, Галлей, Дерхем, Мопертюи)
В первые десятилетия XVIII в. в поле зрения астрономов вошел новый объект — «туманности». На них обратили внимание еще в конце XVII в. Гевелий и Галлей. Пионером в этой области в первой половине XVIII в. стал английский астроном и теолог Вильям Дерхем. Он наблюдал туманности с помощью 8-футового рефлектора и сделал сообщение о них в 1733 г. в Королевском Обществе, «чтобы побудить других к дальнейшим наблюдениям этих объектов», так как считал, «что в них имеется намного более достойного тщательного исследования, чем думали до сих пор». Дерхем первым обратил внимание и на то, что таких «туманных звезд... много разбросано в разных частях неба». Это свидетельствовало о типичности явления для общей картины Вселенной. Он составил первый каталог «туманных звезд» из 16 туманностей, добавив к нему и 6 описанных Галлеем. Среди туманностей Галлея Дерхем впервые подметил эллиптическую форму некоторых из них. Но, придя к выводу об огромных расстояниях и размерах «туманных звезд», Дерхем исключил возможность того, что это отдельные компактные тела. Их совершенно однородное беловатое сияние даже при наблюдении в его немалый по тем временам телескоп не позволило ему допустить их сходство с Млечным Путем, звездный состав которого был известен со времен Галилея. Они представлялись ему скорее скоплениями «легких паров» в мировом пространстве. Лишь одну из них Дерхем отождествил со звездным скоплением, увидев в ней подобие Млечному Пути. И это по существу был второй после Галилея шаг к идее островной Вселенной. В поисках иного объяснения природы туманностей Дерхем задавался даже вопросом (вслед за Гюйгенсом и Галлеем): «Не могут ли они быть... расселинами или отверстиями в огромные регионы света позади звезд?»
Известный французский физик, математик и астроном Пьер Луи Моро де Мопертюи (1698—1759) одним из первых откликнулся на призыв Дерхема. В сочинении 1742 г. «Рассуждение о фигуре [форме] звезд» он обсудил проблему маленьких светлых пятен на небе, или туманных звезд, использовав новые списки таких объектов Гевелия и Галлея. Кант писал впоследствии, что именно сочинение Мопертюи обратило его внимание на «звездные туманности, которые имели форму более или менее открытых эллипсов» и что сам Мопертюи «считает их большими светящимися массами, которые сплющились от чрезвычайно сильного вращения».
3 Гипотеза островных вселенных Т. Райта (1729—1750) Английский астроном-самоучка Томас Райт (1711—1786) построил первую космологическую гипотезу — о структурности звездной вселенной. Из книг астронома-теолога он узнал впервые о законе всемирного тяготения и о
том, что, по Ньютону, в случае конечности Вселенной все звезды, если они вначале были неподвижны, должны были бы сблизиться и в конце концов упасть друг на друга в центре Вселенной. Он знал также об открытии Галлеем собственных движений звезд. Из всего этого Райт сделал правильный вывод, что звезды должны обращаться вокруг общего центра тяготения (по аналогии с планетами), чтобы не упасть на него. При этом центр звездной Вселенной Райт представлял как божественный источник такой правильности, упорядоченности Вселенной.
В своем основном сочинении «Оригинальная теория, или новая гипотеза Вселенной» (1750), Райт остроумно объяснил картину Млечного Пути. Он считал, что звезды распределены беспорядочно, но все вместе заключены в довольно тонком сферическом слое, окружающем особый центр (т.е. как бы вернулся к картине древних!). Но в том же слое расположен и наблюдатель, поскольку Солнце - одна из этих звезд. Такое распределение Райт назвал «упорядоченным беспорядком» (понятие, возродившееся в последние десятилетия XX в.). Наблюдатель, находящийся в этом слое очень большого радиуса, будет в направлении вдоль слоя видеть слившиеся его далекие части в форме туманного кольца, а смотря поперек слоя, увидит «пустоту» и только более близкие, а потому разбросанные по небу звезды. Таким образом, Райт представлял Млечный Путь не как самостоятельную уплощенную систему — пласт из звезд, а как часть сферического звездного слоя.
Райт допускал и второй возможный вариант решения вопроса о структуре звездной Вселенной: звезды могут располагаться вокруг «божественного центра» не сферическим слоем, а кольцом, как бы повторяя в больших масштабах систему Сатурна. При этом звезды, по его представлениям, двигались в таком кольце подобно «частям, составляющим кольцо Сатурна» (в этом можно видеть первую догадку о дискретности кольца Сатурна).
Райт предполагал существование и других «божественных центров» со своими системами звезд вокруг них, которые мы и наблюдаем в виде «туманных звезд». В каждом таком звездном слое (или кольце) звезды должны обращаться вокруг своего центра, чтобы не упасть на него. Такая гипотетическая структура Вселенной вошла в историю астрономии как «островная вселенная Райта».
4. Первая модель развивающейся иерархической звездной Вселенной и новая космогония Солнечной системы. И. Кант (1755) Молодой немецкий философ Иммануил Кант (1724-1804) построил первую универсальную космолого-космогоническую гравитационную концепцию, эволюционирующей Вселенной («Всеобщая естественная история и теория неба», 1755). Наиболее широко известна ее вторая, космогоническая часть под неточным названием «небулярной (т.е. газовой)» космогонической гипотезы Канта, тогда как она была скорее «метеорной», пылевой. Гипотеза зародилась под влиянием гипотезы Райта. В названии сочинения видно влияние Бюффона. Концепция Канта противопоставлялась теологическим целям Райта. Из конкретных построений Райта Кант намеревался «развить плодотворные выводы» на чисто механической основе, отрицая равно и начальный божественный толчок, допускавшийся Ньютоном. Вместе с тем именно у Райта Кант почерпнул его гениальную идею о возможности существования и других упорядоченных тяготением звездных систем — вселенных под видом наблюдаемых туманностей.. В итоге Кант построил несравненно более четкую концепцию «системного устройства» Вселенной, обогатив картину ее островной структуры новой идеей — иерархией систем и представляя Вселенную бесконечной, но в особом эволюционном смысле, который он уточнил в космогонической части своей теории. Космологическому аспекту гипотезы посвящена небольшая (16 страниц) первая часть.
Как естественное следствие наблюдаемых фактов и закона всемирного тяготения звучат его выводы о существовании двойных звезд, о чрезвычайно вероятном открытии в будущем планет за Сатурном, о пропорциональном, космогонически обоснованном увеличении взаимных расстояний планет с удалением их от Солнца.
За рассмотрение космогонической проблемы Кант взялся, не согласившись с выводами Ньютона о необходимости божественного «первого толчка» для возникновения орбитального движения планет (для чего им необходимо было сообщить тангенциальную скорость). Кант поставил цель — найти естественную причину возникновения такого движения. Он впервые, пожалуй, дополнил идею силы тяготения еще и силой отталкивания, но ошибочно полагал, что в результате сочетания тяготения и отталкивания может возникнуть тангенциальное движение, которое обеспечивает вращение космических систем и орбитальное движение тел в них. Кроме того, Кант распространил на космическое пространство действие силы химического соединения частиц, в результате чего, по его мнению, и создавались начальные неоднородности в распределении плотности материи — центры преимущественного тяготения.
Выдвинув намного более широкую идею общей эволюции Космоса, Кант детально развил только планетную космогоническую гипотезу, включавшую гипотезу о возникновении и самой центральной звезды в системе — Солнца. Таким образом, гипотеза Канта содержала не только восходящую к древности идею предельно примитивного разреженного первичного состояния материи, но и ряд новых глубоких мыслей. Одна из них — о зависимости обилия частиц в Космосе от их веса. Другая — о возникновении первичных случайных флуктуаций плотности в начальной среде под действием негравитационных сил (по Канту, внутренних «связей», иначе химических сил) и о необходимости достижения при этом «критической» массы для начала устойчивого процесса сгущения. В описании дальнейшей эволюции планетных тел и их систем Кант учитывал действие теплоты. Многие его заключения об этих сторонах космогонического процесса поражают глубиной. Таковы, например, его утверждения о возможности разогрева недр холодной планеты за счет «смешения» веществ
или о том, что Солнце (как и другие звезды) является активным, «пылающим» источником тепла, может затухать при недостатке «горючего» и вновь разгораться при его поступлении. Кант допускал также важную роль отталкивательного действия солнечных лучей в Солнечной системе и ее эволюции.
Были у Канта и другие поразительно верные заключения, забытые в истории астрономии. Так, он сделал вывод о «метеоритном» по существу составе кольца Сатурна (у Райта был лишь намек на это). Кант отмечал, что образования типа кольца Сатурна могут быть и у других планет, поскольку считал эти образования следствием космогонического процесса. Он высказал правильное суждение о природе зодиакального света, об отсутствии принципиальных различий планет и комет, допуская, что при некоторых условиях Солнце могло бы своим воздействием создать хвост и у Земли, подобно кометному. Хорошо известный изъян космогонии Канта — представление о самопроизвольном возникновении вращения изолированной системы, что противоречило закону сохранения вращательного момента, — не имел принципиального значения для последующих частей его гипотезы. В дальнейшем космогонисты, вслед за Лапласом, рассматривали первичную туманность уже вращающейся.
Содержание третьей части сочинения Канта в целом совершенно необычно для XVIII в. и представляет собой первый научный анализ проблемы жизни во Вселенной. Кант указывал на возможность различного типа эволюции планет и допускал, что на иных из них жизнь еще может возникнуть в будущем (на Венере, Юпитере). В противоположность распространенным тогда, хотя и мало чем обоснованным представлениям о всеобщей заселенности Космоса (вплоть до комет, звезд и самого Солнца), Кант здраво утверждал, что во Вселенной даже далеко не все планеты должны быть обитаемы.
В целом Кант построил свою концепцию бесконечного развития бесконечной иерархической Вселенной. Оно рисовалось ему как имевший начало, но не имеющий конца процесс постепенного образования все новых космических систем на все более далеких расстояниях от центра Вселенной, где этот процесс начался. Звездная Вселенная, по Канту, таким образом, непрерывно увеличивается и по объему, и по массе в результате возникновения новых систем из некой первичной диффузной газопылевой материи. И поскольку акт божественного творения материи (единственное, что Кант сохранял за Богом) он отодвигал в далекое прошлое, то, очевидно Вселенная, заполненная диффузной материей, представлялась ему бесконечной в пространстве и во времени, а бесконечность иерархических систем находилась как бы в становлении.
Вместе с тем гипотеза Канта предполагала, что начиная от центральных (по Канту, наиболее старых) областей Вселенной, где, по его мнению, располагается и наша Солнечная система, космические объекты всех масштабов постепенно разрушаются и гибнут. Таким образом, окраины Вселенной в теории Канта оказываются более молодыми. Он считал, что на месте погибших систем рождаются новые: на потухшие солнца, например, падают замедлившиеся планеты и кометы, вновь разжигают их, окружающая материя от жара снова распадается на элементы, и процесс формирования системы планет проходит новый цикл при достаточном остывании центрального светила. Так без конца, согласно Канту, волнами от центра в бесконечность идет эволюция космической материи. Эта концепция, по существу, содержит и общепризнанную в современной науке идею сосуществования космических систем разных поколений.
Формированием этой новой, эволюционной астрономической картины мира Кант вполне оправдал свои же пророческие и программные для дальнейшего изучения Вселенной слова: «Тот, кто рассматривает различные области природы целенаправленно и планомерно, открывает такие свойства, которые остаются незамеченными и скрытыми, когда наблюдения ведутся беспорядочно и бессистемно».
5. Вторая модель иерархической развивающейся звездной Вселенной. И.-Г. Ламберт (1761)
Грандиозную работу по обобщению космологических фактов в науке нового времени совершил независимо от Канта выдающийся немецкий ученый-энциклопедист Иоганн Генрих Ламберт (1728—1777). В историю науки он вошел прежде всего как физик и астроном — автор двух фундаментальных, тесно связанных между собой трудов. В первом из них («Фотометрия», 1760) он разработал теоретические, физические основы одного из главных методов наблюдательной астрономии — фотометрии. В области астрономии он занимался также проблемами движения отдельных небесных тел и структуры Вселенной в целом, разрабатывал количественные методы наблюдательной астрономии и всюду стремился ввести строгие методы исследования.
Вершиной творчества Ламберта стали его «Космологические письма об устройстве мироздания» (1761). Над проблемами космологии он начал работать в 1749 г. В «Фотометрии» в главе «О блеске неподвижных звезд и их расстояниях» он представил Млечный Путь как эклиптику звезд, обращающихся вокруг некоторого общего центра (сходную идею раньше высказывал Райт). В «Космологических письмах» Ламберт дает наиболее полную, по сравнению со своими предшественниками, и вместе с тем в большей степени связанную с наблюдениями картину иерархической звездной Вселенной. Он утверждал существование в ней систем трех порядков 1) планета со спутниками; 2) Солнце (равно как и другие звезды) с планетами; 3) Млечный Путь и другие подобные ему скопления звезд, видимые как туманности из-за колоссальных расстояний до них. Кроме того, обратив внимание на крайнюю видимую неоднородность яркости полосы Млечного Пути, Ламберт выделил еще и промежуточную систему между системами второго и третьего порядков — большие звездные сгущения в самом Млечном Пути. Одной из таких промежуточных систем он считал все видимые с Земли звезды вместе с Солнцем.
Системы всех порядков Ламберт считал находящимися в непрерывном движении — каждая вокруг своего центра тяжести. Он первым допустил существование «пустых», геометрических центров вращения систем, однако, склонялся более к идее «центральных солнц».
Многие научные прогнозы Ламберта подтвердились уже в ближайшие десятилетия: открытие тысяч (!) новых туманностей (которые сначала все были интерпретированы как далекие «млечные пути», что для подавляющего их большинства было верным); открытие собственного движения Солнца; двойных и кратных звезд (Ламберту принадлежит введение самого термина «двойная звезда»). Другие прогнозы Ламберта опередили эпоху на век или даже на два. Его утверждение, что по небольшим возмущениям в движении небесного тела можно обнаружить другое массивное, но невидимое тело, блестяще подтвердились в следующем столетии (спутники Сириуса и Проциона, Нептун). Наконец, указание Ламберта на возможность существования сверхплотных космических тел неожиданно нашло подтверждение с открытием белых карликов, а позднее и нейтронных звезд. Эти же соображения Ламберта подводили к идее «черной дыры», которая в ньютонианском варианте и была выдвинута в конце XVIII в. сначала английским математиком и астрономом Дж. Мичелом (1784), а затем независимо П.С. Лапласом (1796).
Глава 20. Утверждение ньютонианской астрономической картины мира и первое «облачко» на ее горизонте
1. Создание классической небесной механики. Теория возмущенного движения и ее важнейшие следствия Первыми последователями Ньютона в небесной механике уже в середине XVIII в. стали выдающиеся математики и механики континентальной Европы. Ярчайшими фигурами среди них были молодой петербургский академик Леонард Эйлер (1707-1783), приглашенный в 1727 г. из Германии в только что созданную Академию наук России, и блестящая плеяда ученых-академиков Франции, переживавшей свой звездный «Век Просвещения», — Пьер Луи Моро-де-Мопертюи (1698-1759), Алексис Клод Клеро (1713-1765), Жан-ле-Рон Д'Аламбер (1717-1783), Жозеф Луи Лагранж (1736-1813), Пьер Симон Лаплас (1749-1827). Они приступили к решению поставленной Ньютоном сложнейшей задачи — построению теории возмущенного движения тел Солнечной системы (то есть системы из 18 известных тогда планет и спутников). Первые их успехи и открывшаяся перспективность ньютоновского пути исследования окружающего мира уже вскоре, к 40-м гг. XVIII в., положили конец еще существовавшему до той поры сильному влиянию в этих странах картезианства. Мощь ньютоновой небесной механики заключалась не только в новом физико-математическом фундаменте ее, но и в показанной еще Ньютоном возможности сведения сложнейших реальных задач к более простым (в духе Платона!). Задачу исследования взаимных возмущений двух десятков тел (почти непосильную для человеческого ума без современного нам компьютерного обеспечения) оказалось возможным (благодаря особенностям строения и параметров Солнечной системы) свести к задаче «всего» трех тел (рассматривая уже освоенную задачу взаимодействия двух тел планетной системы, влияние остальных можно, как оказалось, заменить их суммарным эффектом, как бы третьим телом). Но и такая задача требовала незаурядного ума, и решение ее в общем виде оказалось практически недостижимым.
Небесная механика пошла по пути решения частных случаев и нахождения сначала приближенных решений. Выделились и две особые задачи — создание точной теории приливов и более точное определение фигуры Земли, служившее контролем справедливости самой теории тяготения. Первая ньютонианская теория фигуры Земли была создана в 1732 г. Мопертюи. Наиболее ранняя теория приливов — в 1740 г. Эйлером, получившим за нее премию по конкурсу от Парижской академии наук. Он же построил первую на основе ньютоновой гравитации теорию движения планет и комет (1744) и одновременно с Д'Аламбером первую полную динамическую теорию прецессии и нутации (1749).
Поставленная Лондонским королевским обществом еще по инициативе Ньютона (1713 г.) конкурсная задача — найти метод определения долготы на море с точностью до полуградуса [по Берри, — до четверти градуса] была решена Л. Эйлером (первая аналитическая теория движения Луны, 1753), Т. Манером (1723—1762), составившим к 1755 г. новые точные лунные таблицы на основе своих наблюдений и теории Эйлера, а также собственных теоретических разработок по методу Эйлера, и Джоном Гаррисоном, изобретателем хронометра (1761—1762). Д'Аламбер прославился прежде всего в общей механике установлением принципа, позволяющего сводить задачи динамики к задачам статики («принцип Д'Аламбера», 1743). В астрономии он также построил свою теорию возмущенного движения планет и спутников (1746), а затем и Луны (1747—1756), вычислив на ее основании новые таблицы. В 1749 г. он создал первую строгую динамическую теорию прецессии и нутации, причиной которых считал Луну. Кроме того, он впервые показал существование приливов и в атмосфере Земли. Неоценимую службу естествознанию и технике при изучении и освоении широчайшего круга явлений сослужил математический гений Лагранжа. Как в общей, так и особенно в небесной механике он не ставил задачу изучить конкретные явления природы. Он предельно обобщил и привел в изящную форму математический аппарат классической небесной механики. С Лагранжа она окончательно отошла от унаследованных от греков геометрических методов описания явлений (чем пользовался еще Ньютон) и целиком перешла на аналитический язык дифференциальных уравнений. В своих более чем 40 работах по астрономии Лагранж разрабатывал свои обобщенные методы для решения главных проблем небесной механики того времени: вычисления орбит небесных тел на основе наблюдений и создания полной математической теории возмущенного движения в Солнечной системе. Для решения первой задачи Лагранж разработал аналитический метод определения шести кеплеровых элементов орбиты по трем наблюдениям. (На основе этих общих работ Лагранжа Карл Гаусс (1777—1855) четверть века спустя развил свой знаменитый метод вычисления орбиты по трем ее точкам — трем наблюдениям, более пригодный в практике).
Проблеме возмущенного движения тел Солнечной системы посвящено 18 работ Лагранжа 1762—1812 гг. С 1778 г. он занялся проблемой движения в поле взаимного тяготения более чем двух тел. Показав (1772) непреодолимую трудность решения задачи трех тел в общем виде, Лагранж нашел второй (более сложный, чем у Эйлера) частный случай устойчивой конфигурации трех тел, движение которых можно было математически описать на основе теории тяготения. Он показал, что движение будет устойчивым, если три тела в начальный момент будут располагаться в вершинах равностороннего треугольника и иметь определенные по величине и направлению относительные скорости (вибрационные «точки Лагранжа»). Только для этих двух случаев — Эйлера (см. выше) и Лагранжа — можно найти точное решение при любых значениях всех трех масс. (Теория Лагранжа блестяще подтвердилась с открытием на рубеже XIX—XX вв. двух групп малых тел, движущихся почти по одной орбите с Юпитером — впереди него («греки») и позади («троянцы»); третью вершину в каждом из этих двух треугольниках занимает Солнце).
Особая трудность построения общей теории возмущенного движения состояла в том, что при учете взаимодействия большого числа тел в системе элементы их орбит оказываются переменными во времени и, таким образом, реальное движение их происходит по более сложным, чем конические сечения, незамкнутым кривым. Эйлер первым предложил в 1753 г. математический прием описания такого возмущенного движения — считая его эллиптическим, но с непрерывно изменяющимися элементами орбиты, иначе с варьирующимися «произвольными постоянными» в дифференциальных уравнениях движения, (роль «постоянных» и выполняли элементы орбиты). Лагранж усовершенствовал этот «метод вариации произвольных постоянных». В 1778 г. он вывел еще и уравнение для возмущенного параболического движения комет, которое применяется и в наше время.
2. Проблема вековых возмущений и устойчивости Солнечной системы
По мере увеличения точности наблюдений выявлялись новые отклонения в движениях планет от кеплеровых. Это и вызывало сомнения в устойчивости Солнечной системы, а порой и в справедливости самого закона всемирного тяготения. Главным объектом стали вековые возмущения в движении Луны.
В создании теории возмущенного движения и в решении проблемы устойчивости Солнечной системы в эти годы происходило соревнование-соперничество двух великих умов — Лагранжа и Лапласа. П.С. Лаплас (1749—1827) был в наибольшей степени астрономом, теоретиком-исследователем Солнечной системы. Для других небесная механика была в большей степени областью приложений разрабатываемых ими общих математических методов и принципов механики.
В результате глубокого математического анализа возмущений Лаплас уже в 1773 г. обнаружил, что вековые ускорения так называемых средних движений Юпитера и Сатурна равны нулю, то есть «добавочное ускорение этих планет периодически меняет знак». Тогда же он пришел к выводу, что вообще взаимные возмущения планет Солнечной системы, благодаря характерным особенностям ее устройства, не могут вызывать вековых ускорений в их движениях, то есть не могут разрушить эту систему. Не поддавалось объяснению только вековое ускорение Луны. В 1784 г. Лаплас возвратился к этим проблемам и в работе, представленной Парижской академии наук 19 марта 1787 г., дал их полное решение. Он показал, в частности, что большое неравенство Юпитера и Сатурна — результат их взаимных возмущений, которые имеют периодический характер (с периодом 929,5 лет). Теоретические заключения Лапласа подтвердились при сравнении их с результатами древних и современных ему наблюдений.
В той же работе впервые было объяснено вековое ускорение Луны. Оно также оказалось долгопериодическим, зависящим от эксцентриситета земной орбиты; последний же, как показал Лаплас, также меняется под влиянием других планет. Убедительной проверкой и подтверждением лапласовой теории явилось то, что на ее основании он теоретически определил действительную величину сжатия Земли у полюсов и величину «астрономической единицы». Его результаты с большой точностью совпали с результатами измерений указанных величин, проведенных во время длительных и дорогостоящих специальных экспедиций.
Наконец, в работе 1787 г. Лаплас более полно обосновал устойчивость Солнечной системы на основе законов механики. Рассматривая Солнечную систему как систему тел, взаимодействующих по закону всемирного тяготения, он показал, что все основные величины в ней (большие полуоси, эксцентриситеты, наклонения орбит) должны оставаться неизменными либо изменяться периодически и в узких пределах.
Решая частные и общие вопросы, Лагранж пришел к тому же результату, что и Лаплас, но «одним штрихом пера» (по выражению известного механика Якоби), использовав введенную им в 1776 г. «пертурбационную функцию», зависящую от самих элементов орбиты. С течением времени становилось все яснее, что задача эта несравненно сложнее, чем представлялась в XVIII в. И тем не менее работы Лапласа и Лагранжа не утратили своего значения. В них были учтены главные, решающие в данном случае механические факторы (взаимные гравитационные возмущения планет) и доказана устойчивость Солнечной системы по крайней мере на очень длительный промежуток времени.
3. Другие успехи теории возмущенного движения
Решением фундаментальной проблемы устойчивости Солнечной системы небесно-механические исследования обоих ученых не исчерпываются. Лагранж впервые дал теоретическое объяснение эмпирических «законов Кассини» в движении Луны как проявление еще одной особенности Солнечной системы — наличия в ней резонансных движений, впервые обнаружившихся у Луны. Он показал, что причиной резонансности является несферическая форма Луны.
В свою очередь Лаплас в 1789 г. разработал первую полную теорию движения спутников Юпитера с учетом притяжения самой планеты, Солнца и взаимных возмущений. Это позволило составить новые, несравненно более точные таблицы движения спутников Юпитера. Он исследовал фигуры небесных тел, предложил новый метод определения планетных и кометных орбит, начал изучать движение полюсов по поверхности Земли. Одним из первых Лаплас построил новую динамическую теорию приливов. Все эти обширные исследования он объединил в своем пятитомном «Трактате о небесной механике» (1798—1825). В течение полустолетия этот классический труд был основным руководством по небесной механике для астрономов.
В свою очередь емкие, сжатые понятия, введенные Лагранжем, вроде «пертурбационной функции», «лагранжиана», отражающие в особой форме фундаментальные законы сохранения, стали неотъемлемыми элементами современного рабочего аппарата при теоретическом описании самых экзотических космических объектов, явлений, закономерностей — от барстеров до крупномасштабной структуры Вселенной.
Работами Лагранжа и Лапласа завершилось формирование новой самостоятельной обширной области астрономии, которая зародилась как «физика неба» Кеплера, получила мощное теоретико-физическое обоснование в гравитационной теории Ньютона и, наконец, оформилась в самостоятельную науку, изучающую возмущенные движения небесных тел, имя которой дал Лаплас — «небесная механика», и которая вошла в историю астрономии как «классическая небесная механика». Она стала научным фундаментом новой физической — гравитационно-механической картины мира, в рамках которой естествознание развивалось вплоть до начала XX в. Для этой картины характерной стала убежденность в абсолютном детерминизме — выполнении принципа причинности всех событий на основе строгих, в принципе доступных изучению и математическому описанию механических взаимодействий тел. Эту величественную стройную картину мира описал Лаплас в своем научно-популярном труде «Изложение системы мира» (1796 г.). Этот труд получил широчайшую известность и шесть раз переиздавался при жизни автора. (Русские переводы его были изданы в 1861 и в 1982 гг.) Оно заканчивалось изложением планетарной космогонической «небулярной» гипотезы Лапласа. Еще одна идея XVIII в. неожиданно оказалась провидческой и проявилась в наше время на переднем крае современной астрофизики. Это идея «сверхплотных» тел, высказанная независимо английским математиком Дж. Мичелом и Лапласом, и ныне приковающая внимание к наиболее загадочным объектам — «черным дырам».
С именем Лагранжа также связана одна любопытная гипотеза и ее искажение в истории науки. В своей последней астрономической работе, небольшой статье (1812), он предложил оригинальную гипотезу возможного происхождения комет в результате разрыва большой планеты (конкретно гипотетической «планеты Ольберса», идею которой последний предложил после открытия первых астероидов). В истории кометная гипотеза Лагранжа ошибочно была связана с представлением о выбросах комет при мощных взрывах на планетах.
4. Формирование кометной астрономии
После открытия периодичности комет Галлеем они стали одним из главных объектов поисков и изучения. Среди наблюдателей XVIII в. больше других прославился как удачливый «ловец комет» III Мессье.
Теорией возмущенного движения комет занимались практически все основатели небесной механики — от Клеро и Лаланда до Лагранжа и Лапласа. В связи с этим в историю астрономии вошло имя талантливой женщины — математика Николь-Рейн Этабль де ла Бриер (1723—1788, известна более по фамилии мужа как мадам Лепот). Вместе с Клеро и Лаландом она принимала участие в расчетах возмущенной орбиты ожидавшейся кометы 1758 г. (комета Галлея).
Внимание наблюдателей к кометам привело в эти годы и к новому сенсационному открытию. 13 марта 1781 г. английский астроном В. Гершель обнаружил в созвездии Близнецов новый объект, а затем и его заметное перемещение и принял его за комету.
Но вскоре расчеты петербургского академика А.И. Лекселя показали, что это открытая впервые за всю историю наблюдений неба новая большая планета, седьмая, сразу расширившая Солнечную систему более, чем вдвое (ее назвали Уран).
5. Открытие Нептуна и загадка Меркурия
Подлинным триумфом ньютоновской гравитационной теории стало открытие в 1846 г. восьмой большой планеты — Нептуна, впервые предсказанное теоретически на основе небесной механики. Славу этого открытия разделили молодой кембриджский математик Дж. К. Адаме и известный французский астроном Ж.Ж. Леверье. По координатам, вычисленным последним, планета была обнаружена 23 сентября 1846 г. берлинским астрономом Г. Галле и его помощником Д'Арре всего в 52' от расчетного места как звездочка 8"'. Ее назвали Нептун.
Орбита Нептуна, удаленная от Солнца в среднем на 4,5 млрд. км (30 а.е.) ; еще в полтора раза расширила границы нашего мира планет. А по эллиптическим орбитам уже известных к 80-м гг. XVIII в. комет границы Солнечной системы в целом отодвинулись до 87 а.е.!
Поразительная точность теоретических предсказаний на основе теории гравитации, казалось бы, навеки утверждала классическую ньютонову гравитационную картину Вселенной. Ее укрепляли и дальнейшие новые работы Адамса и Леверье.
Но к 1859 г. Леверье обнаружил у Меркурия необъяснимую классической небесной механикой дополнительную скорость движения перигелия его орбиты (превышение на 38" в столетие; по современным данным — на 43"). Таким образом, один из тех, кто принес триумф ньютоновой картине мира открытием Нептуна, ее же и пошатнул, обнаружив нечто, не согласующееся с нею, — маленькое «облачко» на ясном небе гравитационной теории Ньютона. Неисчерпаемость Вселенной снова напомнила о себе. В пределах гравитационной физической картины мира, ставшей к тому времени классической и традиционной, появился парадоксальный факт — предвестник новой грядущей научной революции.
Глава 21. Эпоха В. Гершеля в астрономии. Первое поколение больших рефлекторов. Открытие Урана и начало наблюдательного изучения звездной Вселенной и мира туманностей. Рождение звездной астрономии и звездной космогонии. Первое открытие признаков крупномасштабной структуры Вселенной.
1. Рефлекторы В. Гершеля
Решающую роль на этом этапе развития астрономии сыграл великий английский астроном (немецкого происхождения) Вильям (Фридрих Вильгельм) Гершель (1738—1822). Музыкант по первоначальным занятиям, исследователь и глубокий философ по природе, он пришел в астрономию от изучения теории музыки — путем самообразования. Его научным дебютом, принесшим ему мировую известность, стало открытие первой за всю историю астрономии телескопической (недоступной невооруженному глазу) большой планеты — Урана. Гершель прославился и как выдающийся конструктор уникальных, гигантских для его эпохи телескопов-рефлекторов с диаметрами зеркал до 1,2 м. Рабочими инструментами Гершеля были его 20-футовые (фокусное расстояние) ньютоновские рефлекторы с объективами до 0,5 м. Его наибольший, 40-футовый (длина трубы) рефлектор с рабочим объективом в 1,2 м был однозеркальной системы, независимо изобретенной и впервые реализованной им. Главное (и единственное) зеркало в нем было немного наклонено и давало изображение на краю трубы без излишнего поглощения света вторичным зеркалом.
2. Универсальная научная программа Гершеля и его новый (статистический) метод изучения Вселенной. Рождение звездной и зарождение внегалактической астрономии.
Гершель проявил себя как искусный и самоотверженный наблюдатель и глубокий мыслитель. Он сделал целый ряд выдающихся открытий в Солнечной системе, начиная с открытия Урана (1781). Но главной заслугой В. Гершеля было то, что он заложил фундамент нового большого раздела астрономии — став родоначальником звездной (а по существу и внегалактической!) астрономии. Он по существу открыл и первым стал исследовать безграничный мир неразложимых в звезды даже для его телескопов «млечных» туманностей (и долгое время все их считал далекими звездными системами — другими «млечными путями»).
Гершель положил начало наблюдательному изучению и самой Галактики. Он впервые установил, что это самостоятельная изолированная в пространстве звездная система, и дал первую оценку ее параметров. Даже при сравнительно небольшом объеме доступной ему и измеренной им части Галактики (Гершель сначала принимал ее, конечно, за целое) наша звездная Вселенная поражала своими гигантскими размерами по сравнению с Солнечной системой и даже со всей областью звезд, видимых невооруженным глазом (850x200 единиц, против 7 ед. для радиуса области звезд, доступных простому глазу, то есть до 7-й звездной величины). Впервые им была дана реалистическая оценка сжатия Галактики (ок. 1/5). Недаром в эпитафии В. Гершеля сказано: «Сломал засовы небес».
Задуманная Гершелем небывалая программа глобальных обзоров неба с дерзкой целью — не пропустить ни одного нового объекта и впервые поставленная не менее смелая исследовательская цель таких обзоров — изучение строения и развития (!) Вселенной, заполнила свыше трех десятилетий его жизни.
Гершель ввел в астрономию, по существу, современное нам понятие неполного, но представительного материала — выборки, для выявления общих закономерностей строения окружающей Вселенной. В астрономию прочно вошел его знаменитый статистический метод «звездных черпков».
3. Открытия в мире «туманностей»
Гершель открыл свыше 2,5 тысяч туманностей (составив три их каталога: 1786, 1789, 1802 гг.), среди них — множество двойных и кратных, отметив особо туманности с перемычками (взаимодействующие). Из примерно 200 открытых им двойных и кратных туманностей около половины оказались действительно двойными и кратными галактиками, а 19 — взаимодействующими. Он первым попытался оценить расстояния и размеры туманностей — сначала разложимых для него круглых (шаровых скоплений) , а затем и млечных, часто овальных , бесструктурных, имевших обычно лишь более яркий центр. Несмотря на сильнейшее занижение расстояний в первые годы (в дальнейшем его оценки размеров самой Галактики выросли до десятков тысяч, а расстояний млечных туманностей — до миллионов световых лет), уже отношения этих величин убедительно рисовали картину именно островных вселенных: расстояния существенно превосходили размеры объектов. Более того, Гершель впервые обратил внимание на вытекающий из его оценок невообразимо большой возраст туманностей и на главное следствие этого — наблюдая их, мы как бы путешествуем во времени на миллионы лет назад, в далекое прошлое Вселенной.
4. Открытие тенденции туманностей к скучиванию и первое обнаружение общей крупномасштабной неиерархической (из пересекающихся пластов «туманностей») структуры Вселенной. Ее эволюционная интерпретация (1784).
Уже после открытия первых сотен млечных туманностей Гершель отметил в 1784 г. главные черты строения мира туманностей — их стремление к скучиванию в небольшие группы —«пакеты» и к образованию еще более крупномасштабных объединений — «пластов», пересекающихся между собою. Наиболее заметный пласт туманностей, проходящий по созвездиям Волос Вероники и Девы перпендикулярно плоскости Млечного Пути и названный Гершелем «пластом Волос Вероники», оказался экваториальной зоной нашей Местной Сверхгалактики. Гершель сделал вывод о возможности у них и разного состава, и разного возраста. В наблюдавшейся им картине пластообразного распределения туманностей Гершель усматривал аналогию с картиной геологических пластов, в которых как бы раскрывалась история Земли и такую же эволюционную историю допускал и у Вселенной.
5. Разделение туманностей на «истинные» (из диффузной материи) и ложные (звездные системы). Звездно-космогоническая гипотеза В. Гершеля (1791) и его концепция общего развития материи в Космосе (1811-1814).
Наблюдая колоссальное разнообразие вида скоплений звезд и отдельных туманностей, различную степень видимой концентрации звезд в одних и света в других, Гершель уже в самом начале своих исследований строения неба понял, что перед ним не застывшая, мертвая пустыня Космоса, а огромная «Лаборатория Природы», как он назвал открывшийся ему мир звезд и туманностей.
Размышляя над причинами столь удивительного разнообразия, Гершель пришел к идее «сада», допустив, что эти объекты мы видим на разных стадиях их жизни и развития, подобно деревьям. (Сходную идею высказал несколько ранее Эпинус при объяснении происхождения лунных кратеров, см. ниже).
В 1785 г. Гершель опубликовал свою первую концепцию эволюции звездной Вселенной, рассматривая неправильные скопления как формирующиеся около случайных мест, где пространственная плотность звезд случайно оказывалась большей, что вызывало появление здесь эффекта «скапливающей силы». Гершель впервые смог правильно оценить относительный возраст скоплений, посчитав наиболее старыми шаровые. При этом саму их упорядоченность он объяснял длительными неупорядоченными взаимными возмущениями звезд, движущихся в скоплении по своим, временами близким друг к другу орбитам, в чем можно видеть зачатки звездной динамики.
Но он допускал одновременное наличие и противоположного процесса — расслоения огромных звездных «пластов» на более мелкие, что подсказывал ему вид нашего звездного «острова» — Млечного Пути.
В 1791 г. Гершель пришел к неожиданному заключению, что некоторые туманности, по всей вероятности, не могут быть скопищами звезд. Речь шла о, некоторых представителях так называемых «планетарных» (термин Гершеля) туманностях, которые он выделил в особый класс, поскольку они имели вид маленьких зеленоватых дисков и почти однородную по всей площади яркость, напоминая открытую им планету Уран. Но при этом у некоторых из них в центре наблюдалась яркая точка. Особенно наглядный пример с весьма ярким центром и еле заметной нежной равномерно светящейся «шевелюрой» (термин Гершеля) представляла туманность в Персее (NGC 1514), В 1791 г. у Гершеля сформировалась идея, что в подобных объектах был налицо процесс продолжающегося и в наше время формирования звезд путем сгущения из диффузного вещества.
В серии статей 1791—1811 гг. он развил на этих основаниях более полную и широкую звездно-космогоническую гипотезу и общую концепцию эволюции различных форм космической материи — от рассеянной диффузной до сформированной в звезды и их системы различных форм и масштабов. Однако под влиянием этой идеи Гершель временно отошел от своих первоначальных более правильных заключений о природе и, следовательно, о масштабах туманностей и принял многие млечные туманности с одним или несколькими яркими ядрами, соответственно, за одиночные протозвезды или их группы. Но при всей ошибочности такой интерпретации для большинства маленьких млечных туманностей гипотеза Гершеля сыграла в принципе прогрессивную роль в развитии астрономической картины мира. В последние годы своей жизни Гершель и сам вновь пришел к выводу, что среди маленьких млечных туманностей, которые даже в его гигантский 40-футовый телескоп оказывались на пределе видимости, имеются и далекие «млечные пути», то есть другие звездные вселенные.
Его главные идеи — о продолжающемся и в наше время звездообразовании путем сгущения диффузной материи в отдельные звезды или целые их группы; эволюционная трактовка форм скоплений (рассеянные — молодые, шаровые — старые), прочно вошли в современную астрономию и звездную космогонию.
Глава 22. Первый выход за пределы механической картины мира. Петербургские «астрофизики» XVIII в.
1. Петербургская астрономическая школа Делиля. Картина Вселенной по Ломоносову и открытие им атмосферы на Венере (1761) Важный вклад в формирование астрономической картины мира внес первый русский ученый-энциклопедист и одновременно поэт и лингвист (в т.ч. создатель русского научного языка) петербургский академик Михаил Васильевич Ломоносов (1711—1765).
Ломоносов в числе других молодых петербургских ученых, впоследствии академиков, входил в круг учеников известного астронома Ж.Н. Делиля (1688—1768), первого в России академика-астронома, приглашенного Петром I из Франции. С именем Делиля связано зарождение петербургской астрономической (а по существу уже астрофизической!) школы хотя первые успехи ее связаны не с его именем, а с именами его выдающихся учеников, каким и был Ломоносов. Убежденный в единстве физической природы небесных и земных тел и явлений, Ломоносов в своих исследованиях в области физики ставил широкие задачи.
Занимаясь опытами по только что открытому тогда Б. Франклином (1752) атмосферному электричеству, он, по-видимому, первым высказал
идею электрической природы полярных сияний, первым заподозрил такую же природу свечения кометных хвостов. Одна из важных и наиболее общих идеи, составляющих основу современной астрономической картины мира — идея множественности обитаемых миров — получила первое физическое основание в главном астрономическом открытии Ломоносова — атмосферы на другой планете — Венере. По своему философскому значению это открытие сходно с открытием земноподобного рельефа поверхности Луны Галилеем.
Свое открытие Ломоносов сделал 25 мая (6 июня по новому стилю) 1761 г. во время прохождения Венеры по диску Солнца.
В 1761—1762 гг. Ломоносов создал прообраз современного горизонтального солнечного телескопа с сидеростатом и независимо изобрел однозеркальную систему рефлектора — с наклонным (на 4") зеркалом. (Такая система была позднее независимо сконструирована и с успехом впервые использована В. Гершелем, см. выше).
Вселенную Ломоносов представлял бесконечной, что опять-таки нашло отражение в его поэзии.
2. Эволюционные идеи о Луне (лунном вулканизме. 1781 г., Ф.У.Т. Эпинус. Г.К.Лихтенберг) и о кометах (идея ледяного тела, 1759/1783 гг., Эпинус)
Начало формирования астрофизического и космо-геологического аспектов астрономической картины мира. Глобальный подход в объяснении свойств различных областей земного шара позволил Эпинусу предсказать одно из крупнейших географических открытий — существование Антарктиды. Эпинусу принадлежит наиболее раннее исследование и эволюционное объяснение происхождения характерных кольцевых гор (цирков) на Луне. В 1781 г. он опубликовал свою вулканическую гипотезу происхождения лунных кольцевых гор в сочинении (на русском и немецком языках) «О строении поверхности Луны и о происхождении неровностей оныя от внутренняго огня». Работа Эпинуса стимулировала появление в том же 1781 г. аналогичного сочинения Г.К. Лихтенберга (узнавшего еще до ее публикации от А.И. Лекселя об идеях Эпинуса, на которого и сослался). Ставшая в дальнейшем на некоторое время общепризнанной (после наблюдений В. Гершелем ярких точек на затененной части Луны, которые он принял за извергавшиеся вулканы, 1783—1787 гг.), теория лунного вулканизма (как мы видели выше) вызвала к жизни одну из первых гипотез космического источника метеоритов. Но основное достоинство исследования Эпинуса было в том, что он впервые серьезно обосновал новую предпосылку в изучении других планет - их геологическое, а следовательно, и эволюционное родство с Землей.
В 1759 г. в соч. «Рассуждение о строении мира» (опубликована в 1770 и в 1783 гг.) Эпинус высказал и обосновал идею ледяного состояния тела комет вдали от Солнца. Основанием для этого послужила все та же яркая комета 1680 г.
Глава 23. Рождение научной метеоритики, метеорной и астероидной астрономии
1. Решение загадки «аэролитов», «огненных шаров» и находок несовместимых с земными условиями глыб «самородного железа». Э.Ф.Ф. Хладни.
Рубеж XVIII—XIX вв. ознаменовался рождением новой комплексной науки, получившей значительно позднее имя — метеоритика. Заслуга этого принадлежала известному немецкому физику-акустику Э.Ф.Ф. Хладни. Он впервые доказал в 1794 г. не только реальность, но и космическое происхождение аэролитов и впервые причислил к ним находки загадочных блоков самородного железа в разных удаленных от рудных месторождений районах Земли. Главную роль в его исследованиях сыграла удивительная находка подобной глыбы (более 700 кг) в диких Саянских горах в горной тайге экспедицией петербургского академика П.С. Палласа.
В процессе формирования метеоритики сменилась не одна гипотеза об источнике метеоритов — выбросы лунных вулканов, осколки разрушившейся большой планеты (такая идея вызвана была открытием первых малых планет в 1801-1804 гг.).
Первоначальная гипотеза Хладни — о межпланетном источнике метеоритов — о «метеорных камнях» как остаточном материале от космогонических и катастрофических процессов в Космосе — должна была еще дольше ожидать своего обоснования. Она восторжествовала лишь в середине XX в. и в наши дни конкретизировалась в теории астероидного и отчасти кометного источников различных типов метеоритов. При этом с кометами связывают («родством») происхождение углистых хондритов — вещество которых, как полагают, сохранилось не переработанным от самых истоков формирования протосолнечной туманности.
Теория Хладни совершила подлинный переворот в метеорологическом, минералогическом и астрономическом аспектах картины мира. Из первых двух были выведены, соответственно, из одной — явления болидов, падающих звезд, звездных дождей; из другой (по крайней мере на долгое время) — «самородное железо». В последнюю же, астрономическую картину не только вошел новый существенный элемент в виде мелкодисперсного космического вещества, порождающего целый комплекс явлений в атмосфере Земли и на ее поверхности, но в результате и вся ньютонианская астрономическая картина мира утратила свой рафинированный вид пустого, пронизанного лишь силами тяготения пространства, в котором изолированно существуют замкнутые миры-планеты.
2. Открытие мира «малых тел Солнечной системы.» Утверждение метеоритной теории Хладни вместе с открытием первых астероидов (Дж. Пиацци, Г.В. Ольберс и др., 1801-1804 гг.) и окончательным доказательством космической природы метеоров (см. ниже) вводило новое представление — о существовании в Солнечной системе подсистемы (и даже нескольких подсистем) малых тел, а также возрождало старую идею Бруно о возможности «обмена» планет веществом (особенно на этапе развития теории лунного источника метеоритов, получившей определенное подтверждение в наши дни, наряду с основной, «астероидной»).
3. Рождение метеорной астрономии
В число падающих из космоса масс Хладни зачислял и падающие звезды, и звездные дожди. Окончательное подтверждение это получило с открытием и объяснением явления радианта при наблюдении ноябрьского звездного дождя в ноябре 1833 г. Честь этого объяснения принадлежала американскому математику и астроному, профессору Йельского университета Д. Олмстэду. В результате сформировалась новая ветвь астрономии — метеорная астрономия, изучающая как спорадические метеоры, так и главным образом метеорные потоки — остатки разрушенных комет. У ее истоков стояли Г.К. Лихтенберг, Бенценберг и Брандес, Олмстэд, Д.Ф. Араго, А. Гумбольдт и др. Окончательное объяснение метеорных потоков и развитие теории их образования и движения связано главным образом с именами Дж. Скиапарелли и Ф.А. Бредихина
Глава 24. Новые открытия, успехи и новые загадки в мире звезд и туманностей
1. Вторая эпоха рефракторов. И. Фраунгофер Обнаружение и измерение первых звездных параллаксов. В.Я. Струве, Ф.В. Бессель. Т. Гендерсон (1837-1839 гг.)
Это знаменательное событие, завершившее собой не одно столетие безуспешных попыток многих поколений астрономов, произошло почти одновременно на трех обсерваториях. Возможным оно стало благодаря новой высококачественной астрономической технике — уникальным рефракторам И. Фраунгофера и совершенствованию методов наблюдения, разработка которых связана главным образом с именем кенигсбергского астронома Ф.В. Бесселя (1784—1846) . Последний вошел в историю астрономии, прежде всего, как основоположник точной (стандартизованной) астрометрии.
Бессель (как некогда Тихо Браге, но уже на новом уровне развития и техники, и математики) разработал методику учета разнообразных погрешностей, в том числе открытой им так называемой «личной ошибки» наблюдателя. В астрономию вошла точная бесселева методика математической обработки, или редукции наблюдений («Кенигсбергские таблицы», 1830). Фундаментом ее стали теория вероятностей и способ наименьших квадратов (Гаусса—Лежандра ). Точность наблюдений достигла у Бесселя 0,1" (в 10 раз выше, чем была у Брадлея). Именно под влиянием Бесселя формировалась знаменитая пулковская школа точных измерений в астрометрии и звездной астрономии.
Но и сам Бессель в свое время был вдохновлен (по его собственным словам) первым успехом молодого астронома из Дерпта (Тарту) и будущего директора Пулковской обсерватории В.Я. Струве в измерении неуловимых параллаксов звезд, поскольку сам, после первой неудачи в 1815 г., оставил свои попытки.
Василий Яковлевич (тогда еще Фридрих Вильгельм) Струве (1793—1864) провел свои первые измерения в 1818—1821 гг. В 1822 г. он опубликовал параллаксы двух звезд, причем для одной (α Орла — Альтаир) — получил величину близкую к истинной (как оказалось впоследствии). Но не будучи уверен в результате, вернулся к проблеме только в 1835 г., когда на обсерватории появился новый 9-дюймовый рефрактор Фраунгофера. В результате в феврале 1837 г. Струве опубликовал уже уверенно измеренный им параллакс Веги (α Лиры), найденный по 17 наблюдениям и оказавшийся весьма малой, но довольно точно определенной величиной (0,125"±0,055", в действительности 0,121"±0,004"). В октябре 1838 г. второй в истории астрономии параллакс звезды (61 Лебедя) измерил Бессель (по 400 наблюдениям и очень точно). Несколько раньше обоих параллакс α Центавра измерил в Южной Африке Т. Гендерсон, однако опубликовал свои результаты позднее.
Во всех трех случаях измерялись так называемые тригонометрические параллаксы, т.е. непосредственно смещение звезды за счет перемещения наблюдателя (вместе с Землей).
До конца XIX в. удалось измерить таким прямым методом параллаксы менее чем у полусотни звезд. Лишь с появлением астрофотографии дело пошло быстрее и уже в первые десятилетия XX в. число их достигло двух тысяч.
2. Гигантский рефлектор В. Парсонса и открытие спиральной структуры в туманностях (1845) В 1845 г. вступил в строй еще более гигантский, чем 40-футовый у В. Гершеля, рефлектор — ирландского астронома и выдающегося конструктора В. Парсонса (1800—1867) (D =183*см, F= 17 м, или «6-футового», — эта характеристика впервые стала применяться к диаметру зеркала, а не к длине трубы). Уже первые наблюдения на нем пошатнули стройную гершелеву картину космического «сада» — представление о млечных туманностях, как о ступенях формирования звезд. У многих из них Парсонс обнаружил явную комковатую структуру и подобно тому, как ранее, в начале своих наблюдений В. Гершель, сделал вывод о звездном составе этих объектов. Но и Парсонс переоценил возможности своего инструмента, — хотя и уникального тогда по величине, недаром его называли по имени мифологического гиганта «левиафан». В звездные системы он зачислил и планетарные туманности, и туманность Ориона, и Крабовидную, считая две последние (поскольку у них оставались совершенно неразложимые участки) чудовищно громадными системами звезд. Вновь получала подкрепление старая концепция островных вселенных.
Наиболее впечатляющим событием в мире туманностей стало в XIX в. открытие Парсонсом совершенно неожиданной черты в их строении: спиральной структуры. Она была открыта сразу же, при испытании нового рефлектора весной 1845 г. — сначала у М51 (которую долгое время потом называли «Водоворот Росса». (В русской литературе ошибочно его называют «лордом Россом». В действительности он имел титулы «третий граф Росс, лорд Оксмантаун».)
следующей весной у М99, к 1850 г. еще у 12-ти, а у многих она других была заподозрена. Показавшееся сначала фантастическим, открытие Парсонса было подтверждено другими астрономами, главным образом американцем Д.Э. Килером (1857—1900). На полученных им фотографиях туманностей подтвердились многие структурные детали, зарисованные впервые Парсонсом.
Уже сам Парсонс обратил внимание на то, что системы со спиральной структурой вряд ли могут находиться в статическом равновесии, их внутренние части обязательно должны вращаться. Он даже попытался обнаружить вращение по изменению положений их деталей. Перед глазами астрономов как бы материализовались угаданные древними натурфилософами и возрожденные в свое время Декартом и Сведенборгом космические вихри. С этим открытием в астрономическую картину мира входило, помимо идеи эволюции, т.е. медленных изменений, требующих астрономически громадных промежутков времени, совершенно новое представление о бурных процессах, резко нестационарных, неравновесных состояниях крупномасштабных космических объектов.
Открытие спиральной структуры млечных туманностей стало особенно впечатляющим после того, как Килер в конце XIX в. осуществил часть задуманного им фотографического обзора гершелевых туманностей (т.е. ярче 14 ). Он не только открыл огромное количество новых туманностей (оценив их число, доступное его среднему рефлектору, в 120 тысяч), но и сделал вывод о преобладании среди них спиральных (в действительности это лишь эффект большей в среднем светимости таких туманностей). Это породило в дальнейшем поток гипотез об их особой роли во Вселенной, об их природе, действующих там силах, о происхождении из спиралей планетных систем, звезд, звездных систем... А в наши дни именно спиральные галактики стали «космическим полигоном», на котором возникали и отрабатывались гипотезы о проявлении в Космосе электромагнитных сил, магнитогидродинамических эффектов, ударных волн, чем так наполнена современная многоаспектная астрофизика.
3. Массовые открытия двойных звезд, изучение структуры Галактики. Дж. Гершель; В.Я. Струве и Пулковская обсерватория.
Работы в этих направлениях, как бы завещанные родоначальником звездной астрономии В. Гершелем, были продолжены, прежде всего, его сыном Джоном Гершелем (1792-1871) и Ф.В. Струве (1793-1864), который был одним из основателей и в 1839 г. возглавил новую — Главную астрономическую обсерваторию России в Пулково. И хотя эта крупнейшая обсерватория России была нацелена при ее основании на прикладные астрономо-геодезические работы, Струве сумел включить в ее исследовательские планы и кардинальные проблемы звездной астрономии. В число главных задач Пулковских астрономов входило определение собственных движений звезд, исследование движения Солнца в пространстве, определение годичных звездных параллаксов для выяснения масштабов нашей звездной вселенной — Галактики. Решение этих задач требовало высочайшей точности астрометрических измерений. Поэтому одним из главных направлений научной деятельности обсерватории стало, прежде всего, составление точных звездных каталогов — с повторением наблюдений каждые 20 лет. Фундаментальные пулковские каталоги, составленные на эпохи равноденствий 1845,1865,1885,1905 гг. были самыми точными в мире и принесли наибольшую славу обсерватории на первом этапе ее существования.
В изучении звезд Струве продолжил дело основателя звездной астрономии В. Гершеля. Он работал в тесном творческом сотрудничестве с Ф.В. Бесселем, а в области двойных звезд — с Джоном Гершелем (каждый из них открыл свыше 2,5 тысяч новых звездных пар: Струве — в северном, Гершель в южном полушарии, см. ниже).
В Пулково Струве стал продолжателем В. Гершеля и в изучении общего строения Галактики новыми, введенными Гершелем методами звездной статистики, опиравшимися на теорию вероятностей. В результате В.Я. Струве впервые установил, что плотность распределения звезд в Галактике растет в направлении к ее экваториальной плоскости и кроме того в некотором направлении в пределах этой плоскости (оно оказалось направлением на центр Галактики). Он же впервые отметил более быстрое, чем это могло быть при полной прозрачности космического пространства, падение пространственной плотности звезд с расстоянием и впервые на твердой наблюдательной основе правильно объяснил эффект существованием межзвездного поглощения света, впервые оценив также и его величину. (Опубликованное в 1847 г. на французском языке в большой работе Струве «Этюды звездной астрономии», но не привлекшее тогда внимания и забытое почти на столетие, это явление было переоткрыто в 1930 г. американцем Трюмплером, оценки которого совпали с оценками поглощения (как оказалось, завышенными втрое) у Струве (В.Я. Струве стал родоначальником целой астрономической династии. Его сыновья руководили обсерваториями в России (в Пулкове и Харькове), в Германии (Кенигсберге и Берлине/Бабельсберге), а последний потомок стал выдающимся американским астрономом и возглавлял одну из крупнейших Йеркскую обсерваторию в США).)
Интенсивно развивались работы в области звездной астрономии и при последующих директорах Пулкова: сыне Струве Отгоне, Ф.А. Бредихине, О.А. Баклунде (при нем, в частности, начались визуальные и фотографические исследования звездных скоплении). В начале нового XX в. Пулковская обсерватория приняла участие в огромной международной программе — фотографировании звезд всего неба в избранных площадках Каптейна (см. ниже).
4. Проблема структурности мира туманностей после В. Гершеля После В. Гершеля исследования в этом направлении, но уже в южном полушарии, продолжил его сын Джон Гершель, уехавший с этой целью вместе с семьей на несколько лет в Южную Африку на Мыс Доброй Надежды, где установил свой 20-футовый рефлектор недалеко от Кейптаунской обсерватории. Пронаблюдав почти 2 тыс. туманностей и открыв среди них несколько сотен новых, Гершель по возвращении в Англию дополнил их новыми наблюдениями, вдвое увеличив каталоги В. Гершеля, и опубликовал «Общий каталог туманностей и звездных скоплений» (GC, 1864г.), продолжателем которого стал всемирно известный ныне Новый генеральный каталог (NGC). Он подтвердил наличие скоплений туманностей в Коме (Волосы Вероники), Деве, Жирафе и то, что они соединены между собой «линией повышенной плотности туманностей», но «неправильной и волнистой», «без видимого перехода в окружность с определенным центром» (и отнес такие предположения своего отца на счет его склонности к фантазированию). Вместе с тем всю эту сложную совокупность скоплений Джон Гершель считал системой высшего порядка, а наш Млечный Путь ее окраинным членом. Он подтвердил также вывод своего отца о концентрации млечных туманностей в районе северного полюса Галактики, уточнив, что треть всех известных туманностей здесь собраны всего на 1/8 площади неба! Обширные результаты наблюдений Дж. Гершеля и его заключения были опубликованы им по возвращении в Англию в большой работе 1847 г. и в более популярной книге «Горизонты астрономии» (1850).
В 1869 г. английский астроном Ричард Проктор (1837—1888) нарисовал «струйчатую» картину распределения туманностей и первый после Дж. Гершеля вспомнил об открытии старшим Гершелем пласта туманностей, перпендикулярного Млечному Пути. Однако под влиянием гершелевой звездно-космогонической концепции он рассматривал всю эту структуру как черты внутреннего строения нашей Галактики, полагая, что в этих «струях» туманной материи формируются звезды. Так же воспринимали этот пласт туманностей В. Гершеля (перпендикулярный плоскости Галактики) после его повторного обнаружения в начале XX в. К. Истон (1904) и Р. Сэнфорд (1917). Между прочим, именно Проктор, принимавший отсутствие млечных туманностей в экваториальной зоне Млечного Пути за реальность, назвал эту область «зоной избегания».
В начале 20-х гг. XX в. гершелев «пласт» млечных туманностей был независимо открыт и детально описан английским любителем астрономии X. Рейнолдсом, но он пытался связать эту картину некоторым образом уже с новой космологией де Ситтера.
Между тем в первой четверти XX в. в борьбе с космологическими парадоксами была вновь возрождена иерархическая модель «островных вселенных» (Шарлье, 1908, 1922). Он даже пытался путем наблюдений выявить систему туманностей (звездных систем) более высокого порядка, чем наша Галактика, и ввел для нее название «Метагалактика», которое закрепилось в астрономии в другом, более широком смысле — всей наблюдаемой Вселенной. Лишь в 1932 г. крупномасштабная структура Большой Вселенной — как цепь крупных скоплений галактик в созвездиях Девы, Волос Вероники и др. — вновь была обнаружена Шепли и его сотрудницей А. Эймз по выборке более ярких (до 14'", как у В. Гершеля!) галактик, каталог которых был составлен ими с этой целью. В туманностях более слабых картина «тонула». Наконец, в 1953 г. этот пласт окончательно был выявлен Ж. де Вокулером, открывшим таким образом первое (так называемое Местное) сверхскопление галактик.
Глава 25. Изучение звездных систем на основе новых достижении классической физики (теории газов). Развитие звездной статистики. Формирование звездной динамики.
1. Проблема метода
Уже в конце XVIII — первой четверти XIX вв. «физическая астрономия» (введенная некогда Кеплером как «изыскивающая причины» явлений) оформилась в классическую «небесную механику» — теорию движения в поле сил немногих тел. Областью ее приложения (и основой формирования) стала Солнечная система, а затем двойные (кратные) звезды.
В XIX в. объектом исследования астрономов становится наша звездная Вселенная — Галактика, которая рассматривается как система огромного числа тел, связанных друг с другом взаимным тяготением. Причем тел, находящихся в движении, о чем давно свидетельствовало открытие собственных движений звезд, движения Солнца в пространстве, орбитальное движение компонентов в двойных системах. (О подобном орбитальном движении звезд в шаровых скоплениях, но уже более сложном из-за взаимных возмущений, высказывал догадки еще В. Гершель (1785). Именно эти соображения привели его к идее эволюции скопления и даже своего рода термогравитационной катастрофы как ее завершения.)
С развитием количественных математических методов небесной механики уже вскоре стало очевидным, что для анализа и описания таких систем она оказывается бессильной (хотя один из ее творцов, Лаплас, убежденный на основании ее успехов в жестком детерминизме всей природы, и провозгласил ее безграничные возможности, если только суметь намерить в данный момент для каждой «частицы» — члена системы ее начальные механические и динамические характеристики: координаты, скорость, действующую силу... Но это-то как раз и оказалось нереальным.) На помощь астрономам неожиданно пришла физика, именно кинетическая теория газов. (Как и в древности, здесь был использован метод аналогий: комплексы из многих тысяч и тысяч звезд приравнивались к облаку газа из атомов и молекул.) На ее основе родилась новая область звездной астрономии — звездная динамика, предметом которой стало изучение поведения тел и целых систем в гравитационном поле огромного числа взаимодействующих компонентов. Главным для нее стал статистико-вероятностный метод исследования структуры, динамики, состояния и эволюции звездных комплексов — от скоплений до галактик, или метод статистической динамики. В. Гершеля можно назвать и здесь предтечей, если вспомнить его явно динамические идеи об эволюции шаровых скоплений, а В.Я. Струве — одним из основоположников современной звездной статистики.
2. Формирование теоретических основ звездной динамики
Существенно важными предпосылками для создания звездной динамики стало составление каталогов собственных движений и лучевых скоростей звезд. Здесь на рубеже нашего века большой вклад внесли работы тогда уже пулковского астронома А.А. Белопольского (1854—1934) и американского астронома У.У. Кэмпбелла (1862-1938).
Начало развития звездной динамики как самостоятельной области астрономии приходится на первые десятилетия XX в. Первые модели звездных систем — шаровых скоплений были построены в начале XX века (Г. фон Цейпель, Г. К. Пламмер). Они опирались на теорию политропных газовых шаров. Но первыми творцами современной звездной динамики стали Я. Каптейн, К.В.Л. Шарлье, К. Шварцшильд, Дж. Джине, А. Эддингтон.
Теоретической опорой для нее стала кинетическая теория газов В. Томсона, Р. Клаузиуса, Д.К. Максвелла. Первой динамической моделью звездной системы — объем газа из частице хаотическим, так называемым сферическим, или максвелловым, распределением скоростей.
Но подлинными создателями теоретических основ звездной динамики стали Джине и Эддингтон. Джине первым применил математический аппарат кинетической статистической теории газов Больцмана к ансамблю звезд, входящих в скопление и, придя к выводу о наличии там максвеллова (сферического) распределения скоростей, оценил возраст скоплений в 10 лет — в астрономию вошла так называемая длинная шкала звездной эволюции. Конкретная оценка оказалась ошибочной. Но сами методы были плодотворными.
3. Первые проблемы звездной динамики. Открытие двух звездных «потоков» Каптейна (1904) и объяснение их подлинной природы. На пути к открытию вращения Галактики.
Я. Каптейн, исследуя движение звезд в окрестности Солнца, в 1904 г. открыл свои знаменитые два звездных «потока», увековечивших его имя (несмотря на ошибочное истолкование обнаруженных эффектов). Каптейн установил, что распределение скоростей собственных движений звезд не укладывалось в максвеллову симметричную кривую, а показывало два преимущественных направления (противоположных друг другу, если было учтено движение Солнца). Истинный смысл этого объективного факта пришлось искать почти четверть века. Первые попытки такой расшифровки предпринял К. Шварцшильд (1873-1916), предположив иное, не сферическое (максвеллово), а эллипсоидальное распределение скоростей видимого движения звезд в Галактике — с преимущественными направлениями их вдоль большой оси эллипсоида, перпендикулярной направлению на центр Галактики (1907). (Эффект, как это выяснилось много позднее, был обусловлен вращением Галактики).
В те же годы Шарлье (1862-1934) применил статистические методы к изучению пространственного распределения звезд в Галактике и их движения в окрестностях Солнца. Он развил введенное Шварцшильд ом представление об эллипсоидальном распределении скоростей и обнаружил новый эффект. Собственные движения звезд на всех галактических долготах оказались систематически измененными — приблизительно на одну и ту же величину 0,024" в год. В этом эффекте также могло проявиться вращение Галактики.
4. Создание теории гравитационной неустойчивости. Дж. Джине (1929) В 1929 г. Джине опубликовал свою теорию гравитационной неустойчивости — то есть создания условий, при которых начинается необратимое нарастание неких начальных возмущений плотности под действием сил тяготения. (Напомним, что подобные идеи зарождались еще у Декарта, а в применении к интерпретации наблюдений их впервые развил В. Гершель, введя понятие скапливающей силы.) Джине вывел выражение для определения критического размера возникающего в веществе возмущения плотности, при котором это возмущение уже не рассасывается и процесс дальнейшего сгущения становится необратимым. Эта величина прочно вошла в современную астрономию как «длина волны Джинса», а сама теория Джинса нашла непосредственное применение в современной эволюционной космологии и была развита далее Я.Б. Зельдовичем (1914-1987) и др.
5. Открытие подсистем в Галактике
В 1906—1914 гг. Эддингтон на основе статистической обработки данных о собственных движениях звезд приступил к выявлению общих законов в распределении и движении звезд. Он подтвердил сам факт существования двух встречных потоков (их называли иногда еще и «роями» Каптейна). Эддингтон исследовал пространственное распределение различных объектов в Галактике — звезд различных спектральных классов, рассеянных скоплений, планетарных и диффузных газовых туманностей. Все это стало основой для детального изучения структуры Галактики. Результаты этого он изложил в своем труде «Звездные движения и строение Вселенной» (1914).
Такой подход — дифференцированное изучение распределения различных объектов — привел шведского астронома Г. Стрёмгрена в начале 1920-х гг. к открытию — по характеру движения объектов относительно Солнца — различных динамических подсистем в Галактике (например, плоской подсистемы цефеид, сферической подсистемы шаровых скоплений).
В 1926 г. Б. Линдблад выдвинул представление о взаимопроникающих подсистемах с разной степенью сжатия. Впервые четко осознал существование подсистем как пространственно и кинематически различающихся реальных элементов Галактики немецкий астроном Боттлингер в 30-е годы XX в. Но его работы не были поняты и оказались забытыми.
Проблема получила новое развитие в 1940-е гг. В 1943—1944 гг. московский астроном Б.В. Кукаркин (1909—1977) на основе изучения переменных звезд выдвинул свою концепцию трех составляющих Галактики — плоской, сферической и промежуточной, каждую из которых в дальнейшем разделял еще и на подсистемы. Он разделял их по возрасту и считал взаимопроникающими.
В 1944 г. В. Бааде (1893—1960) в США построил свою теорию «звездных населений» в галактиках, внеся в нее идею эволюции. «Населением I типа» он назвал молодые, горячие объекты, связанные с пылевой межзвездной материей и концентрирующиеся к плоскости Галактики, а к «населению II типа» отнес объекты красные, холодные, более старые. Выявление и изучение различных подсистем Галактики стало в последующие годы одним из основных направлений звездной динамики.
6. Открытие вращения Галактики
Но вернемся к проблеме «потоков» Каптейна. Проявившуюся здесь асимметрию в распределении скоростей звезд впервые объяснил в 1926 г. шведский астроном Бертил Линдблад (1895—1965) как эффект вращения Галактики. При этом он сделал вывод о разных скоростях вращения разных подсистем и впервые оценил период вращения и массу Галактики. В его теории, однако, было ошибочно понято направление вращения — как раскручивание спиральных ветвей, движение их концами вперед. Это заблуждение он отстаивал почти до конца жизни. (Его главным оппонентом здесь был великий американский астроном Эдвин Хаббл.) В 1927 г. вращение Галактики было окончательно подтверждено голландским астрономом Я.Х. Оортом (1900—1992) на основании статистического изучения лучевых скоростей и собственных движений звезд.
7. Регулярные и иррегулярные силы в звездных системах Первые теоретики считали сначала, что в звездных системах существенную роль играют только регулярные силы (то есть «бесстолкновительные»), суммарное (регулярное) поле тяготения системы, например, Галактики, и что в этом состоит их отличие от газа. Это и привело Джинса к его оценке времени релаксации Галактики в 10 лет, т.е. к длинной шкале развития звездной Вселенной.
Но уже во втором десятилетии XX в. Эддингтон высказал идею существенной роли сил иррегулярных, возникающих непредсказуемо, от случайных сближений звезд. В 1930-е гг. одним из первых идею о необходимости учитывать эффект иррегулярных сил в звездной системе стал развивать Борис Петрович Герасимович (1889—1937), тогда директор Пулковской обсерватории. Но в разгар своей деятельности он погиб в годы сталинских репрессии.
8. Дискуссия о временной шкале эволюции звездных систем. 1910—40-е гг.
Идею иррегулярных сил подхватил и развил В.А. Амбарцумян. На этом основании он пришел к своей «короткой шкале развития Вселенной». Выступая против теории длинной шкалы (1937—1938 гг.), он исходил из своих теоретических исследований шаровых скоплений и двойных звезд и получил оценку их возраста не выше 10'" лет. У него скопления быстро (в течение десятков — сотен млн. лет) динамически эволюционируют, за 10Шлет теряя почти все звезды. Он вывел и такой же, сравнительно небольшой (10Ш лет) возраст для Галактики — на основании, правда, сомнительного статистического анализа расстояний компонентов в двойных звездах.
Чуть позже и в годы после Второй мировой войны (1939—1945) Лайман Спитцер (США) уточнил, что идея короткой шкалы развития Галактики справедлива, если только заметная часть вещества в ней (порядка 10%) сосредоточена в шаровых скоплениях или других конденсациях массы. (Как считается ныне — скорее в так называемых «гигантских молекулярных облаках» водорода). К идее короткой шкалы пришли и другие ведущие теоретики. Вместе с тем, проблема еще не закрыта — в ней немало неясного.
9. Новые идеи в объяснении спиральной, структуры галактик. Перед астрономами середины XX в. по-новому встала и одна из сложнейших проблем — природы спиральной структуры галактик. Возникла она еще веком ранее с открытием спиралей В. Парсонсом. Свой вклад в нее внесли Джине и Линдблад, Хаббл и де Вокулёр, отечественные исследователи. В конце XX в. далее всех в решении ее продвинулся, видимо, академик A.M. Фридман, установивший глубокую связь в этой проблематике звездной и диффузной (газопылевой) компонент Галактики.
10. Итоги и перспективы развития звездной динамики в XX в.
В настоящее время все еще остается нерешенной одна из начальных проблем — создание общей статистико-механической теории динамики звездных систем, то есть теории их динамической эволюции на основе статистической механики (справедливой для кинетической теории газов). Но, как выяснилось, звездная система все же далека от газа: слишком «мало» в ней частиц по сравнению даже с малым объемом газа. Новые попытки создания статистико-механической теории звездной динамики (путем построения термодинамики системы гравитирующих частиц) были предприняты в 80-е гг. XX в.в ГАИШ (Ф. Цициным и В. Семенцовым).
Глава 26. Рождение астрофизики
1. Эволюция в терминологии на подступах к изучению физики космоса в новое время
По мере развития физики и выхода ее за рамки механики вставали совершенно новые проблемы и перед астрономией, изменялось ее содержание и смысл самих терминов.
Со времен Кеплера, благодаря его «Новой астрономии... или физике неба», в астрономию вошли проблемы физической природы и причин астрономических явлений, а с ними и термин «физическая астрономия». Однако, несмотря на широкий смысл его у Кеплера (впервые попытавшегося объяснить фундаментальные законы неба немеханической причиной — магнетизмом), смысл «физической астрономии» и «физики неба» уже вскоре свелся к «небесной механике», точнее, к гравитационной динамике неба. Под знаменем ее прошел XVIII в.
2. Сигналы космоса, не принятые астрономами
Впервые реальную информацию о составе и строении других (внеземных) космических тел принесли метеориты, по которым химики и минералоги даже судили одно время о составе Луны (поскольку в первой четверти XIX в. укрепилось и по крайней мере до середины 1830-х гг. удерживалось представление о них как о лунных вулканических бомбах). Но метеориты, хотя и признанные космическими объектами, надолго стали предметом изучения не для астрономов (из-за трудности определения их орбит, то есть их космического адреса), а лишь для химиков и минералогов, которым были далеки проблемы астрономии.
Но и среди них были люди с достаточно широким научным кругозором, чтобы понять значение исследований вещества метеоритов для решения таких кардинальных проблем астрономии, как вещественный состав небесных тел, окружающей нас Вселенной. Таким широко мыслящим естествоиспытателем и вместе виртуозным специалистом в своей области был выдающийся шведский химик И.Я. Берцелиус, в частности, открывший в метеоритах первые космические минералы (троилит, тэнит, шрейберзит). Он одним из первых (если не первым) сделал вполне обоснованный опытом вывод о вещественном (на уровне химических элементов) единстве наблюдаемой Вселенной, вещество в которой, однако, находится в иных, чем на Земле условиях, что и позволяет отличить метеориты от земных пород и по их химико-минералогическим свойствам, например, по сложным комплексам — минералам. В XX в. действительно были найдены новые (на атомном уровне) тонкие химические отличия метеоритного вещества и появилась новая наука — космохимия — об изотопном составе метеоритов, позволяющая, прежде всего, исследовать внеземную предысторию того или иного метеорита. На этом пути было сделано в дальнейшем и одно из фундаментальных открытий XX в., хотя оцененное далеко не всеми специалистами, как астрономами, так и химиками — в значительное мере из-за крайней дифференциации естествознания в XIX—XX вв., разъединившей не только химиков, минералогов, астрономов, но и самих исследователей Космоса. Речь идет о все большем понимании глубокой генетической связи метеоритного (то есть астероидного), кометного, пылевого межзвездного вещества со звездами, с наиболее бурным этапом их эволюции — катастрофическими взрывами их как Сверхновых, в результате которых в окружающее пространство поставляется необходимый для планет и пр. и, в конечном счете, для возникновения самой Жизни набор тяжелых элементов. Эта связь впервые обнаружилась при открытии в метеоритном веществе характерных устойчивых тройных комплексов элементов (Fe-Ni-Co). Только в наши дни стало ясным (в результате изучения изменения спектра взрыва SN 1987 г. в созвездии Мухи), что в ходе взрывного процесса именно в такой очередности идут ядерные преобразования химических элементов: часть железа переходит в никель и затем в кобальт. О существовании в космосе подобных тройственных комплексов (хотя и другого состава еще) догадывался уже известный физико-химик Т. Гротгус (1822), а более основательно проблему и состав таких комплексов рассмотрел в 1919 г. известный минералог и исследователь палласитов П.Н. Чирвинский (см., напр.: Еремеева. 2003).
3. Первый «астрофизический» сигнал us Космоса, принятый астрономами. Открытие периодичности процессов на Солнце (солнечной активности). (Г.Швабе, 1843; Р.Вольф, 1852) Новым шагом в изучении физики Солнца (еще не спектроскопическом) было открытие периодичности изменения числа солнечных пятен с периодом около 10 лет - первый результат Г. Швабе, 1843 г.; и установление более точного периода в И лет Р. Вольфом в 1852 г. Тогда же, в 1851-1852 гг. были сделаны первые шаги в изучении солнечно-земных связей: открыта связь геомагнитных возмущений с изменением числа солнечных пятен (И. Ламонт, Р. Вольф, Э. Сэбин и А. Готье). Напомним, что первым среди астрономов зависимость земных процессов от числа солнечных пятен отметил еще В. Гершель, обнаружив ее по... изменениям цен на пшеницу. Его записка об этом от 31 мая 1804 г. была опубликована Боде в его ежегоднике «Jahrbuch» за 1808 г. (с. 226).
4. Создание физического фундамента современной астрофизики
Новым фундаментом для астрономических исследований и развития астрономической картины мира стали крупные успехи в двух молодых областях физики - физической оптике, чем ознаменовался с самого начала век XIX, а затем и в термодинамике, родившейся вместе с открытием (вернее, экспериментальным подтверждением) в 40-е гг. XIX в. закона сохранения и превращения энергии (первое начало термодинамики - Р. Майер, Г. Гельмгольц, Дж. Джоуль).
Истоки развития физической оптики также восходят к Кеплеру. Следующим крупнейшим шагом в этой области стало доказательство конечности и первая оценка величины скорости света (О. Рёмер, 1675). Это резко изменило представления о масштабах Вселенной (первые реалистические, фотометрические оценки межзвездных расстояний — световые годы, Гюйгенс, 1695 г., Ламберт, 1761 г.; первая оценка расстояний до млечных туманностей — до миллионов световых лет, В. Гершель, 80-е гг. XVIII в.).
Реалистичность их оценок в XVIII в. была обеспечена созданием точной количественной теории фотометрии (Ламберт, 1761). Полная (как казалось) победа теории волновой природы света, предложенной еще Гюйгенсом, но признанной лишь в первой четверти XIX в., после открытия интерференции и поляризации света, неожиданно позволила сделать реальный шаг к непосредственному изучению физической природы и состояния небесных тел, прежде всего Солнца.
5. Первый астрофизический прибор и установление агрегатного состояния вещества солнечной фотосферы. (Араго, 1811 г.) Первым астрофизическим прибором стал не спектроскоп (как принято думать), а полярископ — изобретение (1811) выдающегося французского физика и астронома Д.Ф.Ж. Араго (1786-1853), сделанное на основе открытой им же хроматической поляризации света. С его помощью Араго впервые дал правильный и достаточно убедительный ответ на вопрос, стоявший перед человечеством на протяжении тысячелетий: что представляет собой ослепительная поверхность Солнца. Араго доказал, что солнечная фотосфера испускает неполяризованный свет и, таким образом, это не что иное, как нагретый самосветящийся газ. Вместе с тем, само тело Солнца (и, следовательно, звезд) под фотосферой еще в течение нескольких десятилетий продолжали считать твердым и даже, быть может, холодным. Была поставлена и новая проблема — изучение природы короны, относительно которой еще не было уверенности, что она принадлежит Солнцу.
Под знаком астрофизических, главным образом поляризационных, наблюдений Солнца прошла в астрономии вся первая половина XIX в. Энтузиазм и самоотверженность астрономов, устремлявшихся в самые отдаленные и труднодоступные места для наблюдений короны в краткие мгновения полной фазы солнечных затмений, вошли в историю науки как одна из самых впечатляющих и драматических ее страниц (и нашли яркое отражение в книге Кларк, 1913 г). Но поляризация оказалась явлением, сложно и неоднозначно связанным с состоянием излучающего вещества, и сама потребовала изучения. Это приглушило в дальнейшем почти на столетие ее использование в приборах, анализирующих излучение небесных тел.
6. Предыстория и начало развития астроспектроскопии Основанием для новых открытий стало развитие точной инструментальной оптики, начатое И. Фраунгофером (1787—1826) и на десятки лет вновь выдвинувшее на первый план в астрономии линзовые телескопы — рефракторы (благодаря разработке им научной методики варки оптического стекла с заданными свойствами).
В первой четверти XIX в. были заложены основы спектроскопии — открытием принципа щелевого спектроскопа (Волластон, 1802) и спектральных линий поглощения в спектре Солнца (первые 576 фраунгоферовых линии, 1815). Кстати, значение этого открытия для исследования физических свойств звезд и более того, для выявления изменения этих свойств, то есть для исследования развития, эволюции звезд первым в том же году понял и высоко оценил — Хладни. Сам автор открытия, погруженный целиком в расчеты свойств оптического стекла, увидел в этих темных линиях лишь границы между различными частями спектра, характеризующие дисперсионные свойства линз из стекла данного типа (см.: Еремеева, 2003).
Наиболее ранним результатом в астроспектроскопии стало открытие эффекта Доплера, позволявшего по смещению линий в спектре определять скорость движения излучающего тела по лучу зрения (лучевые скорости). Идею метода впервые предложил в 1842 г. австрийский физик X. Доплер (1803—1853), а затем уточнил французский физик И. Физо (для звуковых, а затем и для световых волн). Уже в 1868 г. англичанин В. Хёггинс успешно применил принцип Доплера и определил по нему лучевые скорости нескольких звезд.
Но только в 1900 г. Белопольский с помощью остроумной лабораторной установки из системы вращающихся зеркал окончательно снял еще имевшиеся у некоторых сомнения в применимости принципа Доплера к свету.
7. Изобретение спектрального анализа
Тем временем новорожденная астрофизика получила в свое распоряжение новый эффективный метод — спектральный анализ, разработанный в 1859—1862 гг. немецкими учеными — выдающимся физиком Г. Кирхгофом (1824—1887) и известным химиком Р. Бунзеном (1811—1899). В результате уже в начале 60-х гг. был получен ответ на вопрос, еще недавно считавшийся неразрешимым, — о химическом составе звезд. (В 1852 г. французский философ, основатель позитивизма Огюст Конт в качестве наиболее убедительного примера справедливости своего учения приводил как раз принципиальную невозможность для человека разрешить эту задачу.) Уже в 1861 г. Кирхгоф дал первое описание химического состава атмосферы Солнца. Вслед за ним и другие (Донати, Хёггинс, Секки) успешно приступили к исследованию химического состава других звезд и туманностей.
8. Первые астрофизические проблемы астрономии и успехи в их решении методами спектрального анализа в XIX в.
Такими проблемами стали изучение агрегатного состояния, температуры и химического состава Солнца и звезд.
8.1. Исследования физики Солнца. Кирхгоф первым высказал обоснованное предположение, что внутренняя часть Солнца, под ее газовой оболочкой — не твердое холодное тело, а еще более горячая жидкая масса, излучающая непрерывный спектр (и создающая картину ослепительной поверхности — фотосферы). Поэтому менее горячая газовая атмосфера, поглощая это излучение в линиях, соответствующих составу атмосферы, создает картину фраунгоферовых линий, иначе — перепись своего химического состава. Первые исследования Кирхгофа принесли расшифровку около десятка таких линий.
Французский астроном П. Жансен (1824—1907) в 1866 г. провел обширные лабораторные исследования спектров различных веществ и отождествил
многие линии солнечного спектра с линиями известных химических элементов. А1869 г. принес сенсацию: английский астроном Н. Локьер открыл на Солнце первый неземной элемент, который и назвал гелием (от греч. «гелиос» — Солнце). Лишь в 1895 г. шведский химик Клеве обнаружил его в новом редком минерале, получившем имя «клевеит». Локьер первым заподозрил и присутствие на Солнце углерода. Лабораторное исследование спектров металлов позволило Локьеру увеличить число отождествленных элементов в солнечной атмосфере с 14 в 1872 г. до 33 - к 1878г.
С другой стороны, уже в 1862 г. Жансен правильно объяснил открытые Брюстером в солнечном спектре темные полосы как теллурические (возникающие за счет поглощения в земной атмосфере). В 1870 г. Ч. Юнг (США) впервые наблюдал (во время затмения) эмиссионный спектр Солнца, то есть линии его, «обращенные» из темных в яркие, и таким образом открыл в атмосфере Солнца новую область — обращающий слой. Находящийся над ним более разреженный слой солнечной атмосферы Локьер назвал хромосферой (он же сделал вывод о его более высокой температуре).
Изучение деталей солнечной поверхности, помимо старейшей — солнечных пятен, возможно было лишь в краткие мгновения затмений. Новый прорыв в этой области произошел после изобретения независимо Жансеном и Локьером в 1868 г. способа внезатменного наблюдения монохроматических деталей — протуберанцев и хромосферы Солнца (с помощью спектроскопа большой разрешающей силы, который, далеко разводя лучи разной длины волны, сильно ослаблял фон). Они же стали пионерами спектрального исследования наиболее труднодоступных деталей структуры короны и ее состава.
В России первая астрофизическая школа, Московская, была создана в Москве Бредихиным на Обсерватории Московского университета (основанной в 1831 г.)
При сыне В.Я. Струве О.В. Струве начались первые астрофизические исследования в Пулкове. Здесь с 1881 г. систематически наблюдались поверхностные явления и детали на Солнце. Первым штатным астрофизиком стал в 1882 г. швед Б. А. Гассельберг. Он начал изучать спектры комет, сравнивая их с лабораторными спектрами различных веществ. Он же приступил в Пулкове к фотографированию звезд.
В 1885 г. в Пулкове был установлен новый, тогда один из самых больших в мире, 30-дюймовый (76 см) рефрактор и в 1889 г. построено специальное здание для астрофизической лаборатории. К этому времени сюда из Москвы перешел работать (в 1888 г.) первый русский астрофизик А. А. Белопольский. (Гассельберг же в 1889 г. уехал в Швецию, где его ожидало избрание в академики).
В 1890 г. новый директор Пулковской обсерватории Ф.А. Бредихин (1831—1904) усилил астрофизическое направление деятельности в Пулкове. Возглавил специальный новый астрофизический отдел обсерватории А.А. Белопольский (1854—1934). Он сразу начал с применения спектральных методов, прежде всего принципа Доплера, для определения лучевых скоростей звезд и различных деталей на поверхности Солнца и планет. Обработка наблюдений Солнца за период 1881—1888 гг. позволила ему уточнить его осевое вращение (по движению факелов), а спектральные наблюдения — выявить (по лучевым скоростям) неравномерность его вращения на разных солнечных широтах. Одним из первых Белопольский начал систематически наблюдать протуберанцы.
Работавший с 1905 г. в Пулкове А.П. Ганский (1870—1908), талантливейший исследователь Солнца, открыл зависимость формы короны от состояния солнечной активности, первым исследовал явление грануляции.
Белопольский стал организатором и первым председателем русского отделения только что созданного в 1905 г. Международного Союза по исследованию Солнца (первым секретарем его был А.П. Ганский).
Астрофизические исследования Солнца в XIX в. завершились измерением нижней границы температуры солнечной фотосферы, проделанным на Московской университетской обсерватории В.К. Цераским в 1895 г. (в опыте с расплавлением солнечными лучами металла в фокусе вогнутого зеркала он оценил ее в 3500" С).
8.2. Астрофизические исследования в мире звезд. Первые успехи в спектральных исследованиях Космоса после Солнца, естественно, были достигнуты в мире звезд. В начале 1860-х гг. В. Хеггинс (1824—1910), сравнив лабораторные спектры различных веществ со спектрами звезд и Солнца, окончательно доказал единство их природы. Аналогичные выводы тогда же сделал итальянский астроном, один из основоположников астроспектроскопии А. Секки (1818—1878), изучивший уже к 1868 г. спектры около 4 тысяч звезд. С именами А. Секки (1863), Г.В. Фогеля (1874) и Н. Локьера (1887) связано создание первых классификаций звездных спектров.
Существенные открытия в мире звезд сделал Белопольский. Начиная с 1890 г. он измерил лучевые скорости почти у двух сотен звезд. Он же собрал уникальную коллекцию спектров вспышки новых звезд. Но самым значительным результатом его стало открытие в 1894 г. периодической изменяемости лучевых скоростей у переменной звезды 6 Цефея и удивительной согласованности с этим изменения ее блеска. Эффект был объяснен физиками-теоретиками (среди них независимо Н.А. Умовым на защите Белопольским диссертации в Московском университете в 1896 г.) — пульсацией таких «физических» (как их стали называть, в отличие от затменных) переменных звезд. Цефеиды стали в дальнейшем важнейшим орудием исследования звездной и внегалактической Вселенной.
Другим результатом Белопольского на том же пути стало изучение тесных двойных звезд (с компонентами, визуально неразличимыми даже в телескопы) — «спектрально-двойных».
8.3. Первые спектроскопические исследования туманностей. Несмотря на слабость свечения одними из первых объектами пионеров астроспектроскопии стали и туманности. Их природа все еще оставалась предметом умозрения, и заключения наблюдателей на этот счет (в особенности в отношении маленьких млечных туманностей) уже успели дважды измениться на противоположные. (От первых заключений В. Гершеля об их чисто звездном составе, к его же более поздним представлениям о млечных туманностях как сгущениях диффузной материи на пути к звездообразованию; его же разделение на ложные (из звезд) и истинные туманности; возвращение к чисто звездному составу большинства (В. Парсонс, более известный под ошибочным титулом лорда Росса, в действительности третий граф Росс, лорд Оксмантаун.)
В. Хеггинс первым исследовал спектры туманностей. Он подтвердил разделение их на два принципиально различных класса, но не на звездные по составу и диффузные, а на «пылевые» (отражающие) и газовые; первые имели типичный звездный спектр с линиями поглощения (то есть, как ему казалось, отражали свет звезд; к ним Хеггинс отнес и все вновь открытые Парсонсом спиральные), а вторые — типично газовый, из отдельных немногих (трех) эмиссионных линий. Интерпретация первых оказалась ошибочной (это были далекие галактики). Во втором случае Хеггинс был прав, доказав реальность диффузных эмиссионных именно газовых по составу туманностей (и тем подтвердив давние выводы Гершеля). Более того, Хеггинс при этом открыл две новые линии, чуждые известным земным элементам (третья была отождествлена с водородом), в результате чего в астрофизику на долгие годы вошел новый «элемент» — «небулий» (в 1927 г. американский астрофизик Боуэн установил, что это излучение дважды ионизованных атомов кислорода в запрещенных линиях).
Г.А. Тихов в 1908—1912 гг. установил избирательный характер поглощения света в межзвездном пространстве.
8.4. Начало исследований физико-химических свойств планет и комет. В 1860-е гг. Жансен первым начал изучать спектры и по ним химический состав атмосфер планет. К середине 60-х гг. XIX в. относится начало спектральных исследований комет (Хеггинсом и Донати). Хеггинс в частности обнаружил в них углерод и характерные для комет соединения его с азотом (CN) и водородом (СН).
В техническом отношении Россия не могла угнаться за такими промышленно развитыми странами, как Германия и США. Русским астрономам нередко помогала собственная изобретательность — и в приборах, и в методах. Для спектральных наблюдений на 76-сантиметровом рефракторе Пулкова Белопольский сконструировал спектрограф-приставку к нему. Остроумным спектральным методом он определял периоды вращения планет. Белопольский установил неравномерность (на разных широтах) вращения Юпитера и подтвердил теоретические выводы Максвелла о «метеоритном» строении колец Сатурна (1895). Продолжая главную тему своего учителя Бредихина — создателя первой механической теории кометных форм, Белопольский более десятка работ посвятил кометам — но уже их физике: установил связь типа хвоста с его физическим строением и химическим составом.
9. Первые успехи астрофотографии
Уже на этом первом этапе развития астрофизики решающую роль сыграло начавшееся применение в астрономии незадолго до того изобретенной (1839) фотографии с ее тремя замечательными свойствами по отношению к получаемой информации: моментальность, интегральность, документальность. Ее изобретение связано с тремя именами: двух французов, Ж.Н. Ньепса (1765-1833) и Л.М.Ж. Дагерра (1787-1851), и англичанина Г.Ф. Талбота (1800—1877). Последнему принадлежит изобретение современного двухступенчатого фотографического процесса. Но еще раньше, в 1819 г., Джон Гершель открыл закрепляющее действие некоторых растворов и уже в 1839 г. стал получать снимки своим способом. Он же ввел термины — фотография, негатив и позитив (см.: Докучаева, 1994).
Первым оценил значение нового изобретения для астрономии Араго, сообщивший о нем в Парижской академии наук в 1839 г. В работе 1858 г. он определил ее цели как точное и быстрое запечатление вида небесных тел, исследование изменений их яркости и спектральный анализ излучения.
Первые фотографии в астрономии (Луны) были сделаны (через маленькую линзу) самим Дагерром, а также любителем астрономии Д. Дрепером (с 13-сантиметровым телескопом) в 1839 и 1840 гг. соответственно. В 1842 г. сделана первая попытка получить дагерротип Солнца, но лишь в 1845 г. получен его удачный снимок (эксп. 1/60 с) . В 1844 г. была получена первая фотография лунного затмения (профессором физики Казанского университета Э.А. Кнорром). В 1850 г. американцы В. Бонд и Уиппл получили первый качественный снимок Луны (с 37-сантиметровым телескопом) и тогда же сняли впервые звезду (Вегу). В 1851 г. во время солнечного затмения впервые была успешно сфотографирована корона и протуберанцы немецким фотографом Берковским в Кенигсберге. Это положило конец спорам об их принадлежности Солнцу. (Но еще в 1834 г. было доказано Ф. В. Бесселем отсутствие атмосферы на Луне — по отсутствию на ее краю явлений рефракции, и таким образом вопрос о связи явления короны с лунной атмосферой уже отпал, но еще допускались эффекты земной атмосферы.) Лишь в 1860 г. новое фотографирование Солнца во время очередного затмения несколькими астрономами окончательно доказало принадлежность Солнцу и короны, и протуберанцев.
В середине века вошли в фотографию более дешевые и чувствительные мокрый и затем сухой коллоидный способы. Впервые их использовал в астрономии любитель англичанин В. Деларю в 1852 г. Он же построил первый фотогелиограф. С этих пор применение фотографии в астрономии стало систематическим. Для изучения солнечной активности до 1872 г. он получил около 3 тыс. снимков. П. Жансен и А.П. Ганский в 1874 г. по негативам Солнца открыли грануляцию.
В 1858 г. получена первая фотография кометы Донати (профессионалом-фотографом Ушервудом), в 1892 г. произошло первое открытие кометы по фотографии (Э. Барнардом, США). Фотография быстро входила в астрономическую практику. В 1863 г. первые спектрограммы звезд Сириуса и Капеллы получил Хеггинс.
10. На пути к изучению физических процессов в звездах
Одним из первых начав исследования в области солнечной и звездной спектроскопии, Локьер положил начало новому направлению — исследованию процессов на небесных телах по изменению их спектров. Он обнаружил изменение спектра солнечных пятен в течение 11-летнего цикла солнечной активности и в 1873 г. пришел к своей гениальной идее «небесного разложения элементов» — в звездах под действием громадных температур в их недрах. Причем Локьер на основании исследования условий в солнечных пятнах заключил, что в зависимости от изменений физических условий этот процесс может осуществляться в несколько этапов, и каждый новый этап распада, «упрощения» химического элемента должен отразиться в его спектре. Хотя сам Локьер называл это «диссоциацией» (других процессов распада физики еще не знали), его идея предвосхитила, по существу, идею многократной температурной ионизации атомов в чудовищно раскаленных атмосферах звезд.
Эти исследования привели Локьера к многозначительному обобщению: «весьма малое число вполне самостоятельных субстанций сочетается в различных пропорциях и тем дает начало знакомым нам элементам». Приведя эти слова, известный историк астрономии XIX в. Агнесса Кларк писала в 1902 г., что никакого подтверждения реальности существования таких субстанций нет. Реальность их была обоснована спустя 9 лет (через 38 лет после высказываний самого Локьера) в модели атома Э. Резерфорда. Так решение одной из фундаментальных проблем физики (строения вещества) впервые на экспериментальной основе наметилось в молодой тогда астрофизике. А первые спектральные классификации звезд, опиравшиеся на огромный наблюдательный материал, в свою очередь, подготовили почву для исследования физической природы звезд и их эволюции.
С открытием (точнее, экспериментальным обоснованием) закона сохранения и превращения энергии уже в середине XIX в. остро встал вопрос об источнике звездной энергии. Наиболее ранней попыткой его решения с учетом этого закона была гипотеза немецкого врача и физика (одного из авторов закона) Роберта Майера о разогреве Солнца за счет падений на него внешних тел — метеоритов (1848). По существу она возрождала идеи Ньютона и Канта о подобной роли падения комет, хотя и несколько увеличивала вероятность подобных событий (метеориты выпадают чаще). Проблемы строения, состава и эволюции звезд вместе с проблемой источника звездной энергии объединились в главную проблему астрофизики. В середине XIX в. появился и сам термин для названия этой новой науки — астрофизика, предложенный немецким астрономом И. Целльнером (1834—1882). В ней ему принадлежит разработка основ точной астрофотометрии (1861—1864 гг.).
11. Главное направление астрофизики — проблема звездной эволюции и источника энергии звезд
11.1. Идея гравитационного (контрактационного) источника. Г. Гельмгольц, В. Томсон, Н. Локьер, Г.Н. Рессел. Во второй половине XIX в. окончательно утвердилось представление о звездах, как о колоссальных газовых шарах, плотных и горячих в центральных частях и разреженных на периферии. В звездной космогонии высок был авторитет идей В. Гершеля о продолжающемся процессе рождения звезд в результате скапливания диффузной космической материи к случайным центрам повышенной плотности. Видимо, не без влияния этих идей Г. Гельмгольц и В. Томсон в середине XIX в. предложили свою теорию излучения газовой звезды за счет ее гравитационного сжатия (контрактационная гипотеза). Они предположили, что энергия сжатия, превращаясь в теплоту, тут же звездой излучается. В целом, как ожидалось, звезда будет постепенно остывать. Но вскоре выяснилось, что в таком случае Солнце оказывается... моложе Земли! (Такого источника энергии хватило бы лишь приблизительно на 10 млн. лет, тогда как геологи в конце XIX в. уже обоснованно оценивали возраст Земли в миллиарды лет ).
Правда, в 1870 г. американский физик-теоретик Г. Лэн показал, что излучающий за счет сжатия шар из идеального газа, напротив, будет разогреваться! И лишь перестав быть таковым, по достижении достаточной плотности, он начнет остывать. Поскольку начальное состояние «протозвезды» или молодой звезды можно было сравнить с идеальным газом и лишь во второй половине своей жизни она мыслилась как более плотная и остывающая при сжатии, то теория Лэна позволяла продлить сроки жизни звезды с таким источником энергии. Это, казалось, решало проблему.
Между тем, еще в 1865 г. И. Целльнер высказал мысль, что белые, желтые и красные звезды суть различные этапы «жизни» — охлаждения звезды. Эволюционные идеи в связи с различием цвета звезд высказывались многими, хотя и с различной трактовкой направления эволюции звезды.
Локьер на основе своей классификации звездных спектров и опираясь на упомянутые выше расчеты Лэна, впервые в 80-е гг. XIX в. предложил эволюционную гипотезу развития звезды с восходящей и нисходящей ветвями — от состояния яркой крайне разреженной красной звезды к белой типа Сириуса и к голубым, а затем, по нисходящей — к желтым типа Солнца и, наконец, к состоянию слабого холодного красного карлика с полосчатым спектром. Таким образом, каждая звезда в своем развитии должна была дважды пройти через каждый спектральный класс, за исключением класса горячих голубых звезд, где обе ветви сходились.
Гипотеза Локьера, сначала не обратившая на себя внимание астрономов, неожиданно предстала в совершенно ином свете после установления первой фундаментальной зависимости в мире звезд — диаграммы Герцшпрунга-Рессела.
11.2. Открытие первой астрофизической зависимости — диаграммы Г-Р. Иллюзии и разочарования на пути открытия источника звездной энергии. Датский астрофизик-наблюдатель Эйнар Герцшпрунг (1873—1967) в 1905 г. установил, что звезды каждого спектрального класса, кроме голубых, делятся на две резко различающиеся группы по светимостям. В результате он ввел в астрофизику представление о звездах- «гигантах» и звездах- «карликах».
Американский астрофизик-теоретик Генри Норрис Рессел (1877—1957) продолжил эту работу и проведя сравнение огромного числа звезд по их спектрам (то есть и цвету) и светимостям для каждого спектрального класса, нашел весьма четкую корреляцию этих параметров, которую выразил графически. На построенной им диаграмме «спектр (температура, цвет) — светимость» практически все звезды выстроились в две широкие полосы. Одна соединила ярчайшие голубые (горячие) звезды с наиболее слабыми красными (холодными) — составив «главную последовательность» (термин А. Эддингтона). Другая объединила звезды близкие по их чрезвычайно большим светимостям, но различные по спектру — от голубых до красных и составила таким образом «ветвь гигантов».
Было ясно, что диаграмма Герцшпрунга-Рессела (Г-Р диаграмма) отражает фундаментальные физические закономерности строения и развития звезд. Вся дальнейшая история звездной астрофизики (в астрономии прижились такие невольные тавтологии!) по существу состояла в попытках раскрыть истинный эволюционный смысл этой замечательной феноменологической (вроде законов Кеплера) закономерности. И хотя в наши дни ее понимание весьма углубилось, не нашлось еще своего Ньютона для выведения ее из более общего теоретического закона (впрочем, современная теория звездной эволюции на базе ядерных источников энергии приближается к этому закону). Но в свое время диаграмма «спектр—светимость» поразила Рессела своим замечательным совпадением предсказаний теории Локьера с данными наблюдений. Верхняя, горизонтальная ветвь гигантов как бы вела исследователя по первой половине жизненного пути звезды (разогрев). Вторая ветвь — «главная последовательность» (концентрирующая около себя основной массив звездного населения Галактики) — прослеживала, казалось, с предельной очевидностью дальнейший путь развития уже достаточно уплотнившейся звезды, вышедшей из подчинения законам идеального газа и остывающей при продолжающемся сжатии, что и утверждал в своей теории Локьер. Увы! При всей своей стройности и даже совпадении с наблюдениями эта эволюционная теория Рессела, предложенная им в 1913 г., вскоре рухнула под тяжестью новых фактов. Состояние вещества звезд главной последовательности также оказалось близким к идеальному газу!.. То есть и на главной последовательности звезда не могла бы остывать, изменяя свой цвет от голубого к красному. Проблема требовала нового решения.
Глава 27. Проблема источников энергии, строения и эволюции звезд на базе новой физической картины мира начала XX в. Дж. Джине, К. Шварцшильд, А. Эддингтон, Г.Н. Рессел.
1. Создание физического фундамента
Первое десятилетие XX века стало началом новой эпохи в развитии астрономии, именно двух ее становившихся главными обширных областей: астрофизики и новой, эволюционной и (впервые!) наблюдательной космологии. Не только накопление наблюдательных сведений с помощью новой техники, но главным образом фундаментальные успехи физики сделали возможным качественно новый и вместе с тем строго количественный подход к решению проблемы строения как Вселенной в целом, так и ее главных составляющих (из непосредственно наблюдаемых) — звезд. (Поскольку в свете современных знаний, главной составляющей Вселенной является как раз невидимая темная материя — т.н. «скрытая масса», — и Вселенную можно сравнить с... ночным сборищем черных кошек, когда видеть можно только их светящиеся глаза.)
Большую роль сыграли успехи термодинамики, теории газов, теории излучения. Новые горизонты раскрылись перед астрофизикой с рождением в конце XIX в. атомной физики, с открытием таких новых явлений на внутриатомном уровне, как радиоактивность (Беккерель, 1896 г.). Для астрофизики особую роль сыграло последовавшее открытие Пьером Кюри и его сотрудником А. Лабордом явления самопроизвольного выделения тепла радиоактивными элементами (1903 г.).
2. Рождение и первые шаги идеи внутриатомного источника звездной энергии. Джине, Эддингтон, Перрен, Рессел.
Открытие Кюри и Лаборда помогло на первых порах вывести из тупика проблему источников звездной энергии. Это сделал выдающийся английский физик-теоретик Дж.Х. Джине, одним из первых захваченный необъятными перспективами решения физических проблем в Космосе и перешедший целиком в астрофизику. (Приток в астрофизику специалистов-физиков стал характерным для астрофизики XX в.)
Джеймс Хопвуд Джине (1877—1946) первым высказал правильную идею внутриатомной природы источника энергии звезд. Сначала (вскоре после открытия Кюри — Лаборда) он экстраполировал на звездную Вселенную идею излучения за счет радиоактивного распада вещества звезды (при этом в излучение должно было переходить около 1/4000 ее массы). Это обеспечивало существование звезды типа Солнца не более, чем в течение 10 лет. Между тем подсчеты самого Джинса на основе динамических соображений (по времени релаксации в Галактике, то есть установления в ней равномерного — как считалось, наблюдаемого, — распределения кинетической энергии звезд) указывали на продолжительность жизни звезд в 100 раз большую (10 лет).
В 1904 г. Джине предположил действие в звездах иного, более сильного механизма высвобождения внутриатомной энергии — аннигиляции. По его представлениям, она могла происходить при встрече электрона и некой положительно заряженной частицы (протон был открыт лишь в 1910-х гг.). Это предполагало постепенный полный переход вещества в излучение (т.е. явно увеличивало время жизни звезды). После установления количественного закона превращения вещества в излучение (Эйнштейн, 1906) Джине подсчитал предельно возможный возраст звезды. Возраст Солнца, например, действительно оказывался равным 10 лет. Предположение о конкретном, аннигиляционном механизме высвобождения звездной энергии в дальнейшем было
оставлено. Но главная и гениальная идея Джинса — о внутриатомном характере ее источника легла в основу всех дальнейших теорий эволюции звезд и в настоящее время стала общепризнанным обоснованным фактом.
Что касается самого механизма, то уже в 1920 г. Перрен и Эддингтон предложили в качестве такового синтез атомов. Не из атомов Н, при котором в излучение переходит не все, но достаточно большая доля звездного вещества (1/130 массы звезды, судя по тому, что атомный вес Не на такую величину меньше суммарного веса четырех атомов Н). Максимальный возраст звезд при этом достигал 10 , что оказалось правильнее оценок Джинса (вошедших в историю астрономии как теория длинной космологической шкалы).
Вместе с тем этот новый механизм высвобождения внутризвездной энергии вплоть до начала 1940-х гг. оставался гипотезой. Быть может, поэтому Эддингтон и сам в те годы более реалистичной считал гипотезу Джинса (аннигиляции).
В это время созданием теории звездной эволюции занялся и американский астрофизик-теоретик Г.Н. Рессел. Джине опирался на свойства радиоактивности и в своей «аннигиляционной» теории логично утверждал независимость звездного источника энергии от температуры. Напротив, даже принимая в то время такую природу источника, Эддингтон и Рессел, как бы вопреки строгой логике, указывали на необходимость достижения некоторой определенной, критической температуры для «включения» энергоисточника звезды. Продолжив за Ресселом эволюционное истолкование Г—Р диаграммы, Эддингтон оценил такую критическую температуру в 32 млн. градусов, что совпало с действительностью по порядку величины.
Объяснение подобным гениальным догадкам можно искать, думается, в колоссальной внутренней работе мозга исследователя, тогда как внешне это выглядит как некое внезапное озарение «свыше».
3. Первая теория звездных атмосфер. К. Шварцшильд.
С самого начала астрофизика поставила проблемы не только состава и строения, но и развития небесных тел.(Впрочем, возродившаяся уже в эпоху укрепления коперниканской картины мира идея развития природы на всех ее масштабных уровнях, иначе — существования «естественной истории», уже в XVIII в. проявилась, как мы видели, и в новой небесной механике, и в звездной астрономии. При этом, как будет видно ниже, сама идея изменчивости природы получила сразу два противоположных понимания — как теория катастрофического, внезапного (случайного) возникновения и изменения тел и их систем (Уистон, Сведенборг, Бюффон, Кювье) и как процесс постепенного (эволюционного) их формирования и дальнейшего развития (Кант, Лаплас, В. Гершель, Ч. Дарвин, Лайель).
Обширность диапазона задач и быстрое развитие уже во второй половине XIX и тем более с начала XX в. технической, наблюдательной и теоретической базы для их разрешения вскоре привели к сильной дифференциации конкретных исследований в астрофизике. Так, в изучении одиночных звезд сразу выделились две самостоятельных области: физика звездных атмосфер и физика звездных недр.
В первом десятилетии XX в. были заложены основы теории звездных атмосфер. Главная заслуга в этом принадлежит немецкому астроному и физику Карлу Шварцшильду (1873—1916), одному из основоположников теоретической астрофизики. Опираясь на достижения в новых областях физики, прежде всего термодинамики и теории газов, Шварцшильд распространил на звездные атмосферы и развил математическую теорию лучистого равновесия, согласно которой перенос энергии в атмосфере звезды осуществляется в основном излучением, а конвективным переносом ее можно пренебречь. При этом предполагалось выполнение принципа локального термодинамического равновесия (равенства поглощенной и излученной энергий в каждом элементарном объеме вещества).
4. Первая полная математическая теория внутреннего строения звезд — «аналитическая буровая машина» А. Эддингтона — и открытие критической массы (предельной светимости) звезд.
Центральные части звезд еще в течение десятилетия оставались совершенной загадкой. Хотя они также представлялись газом, но в чудовищно сжатом состоянии, казалось, недоступном для анализа на основе теории, построенной для идеального газа.
Ключ к разгадке опять-таки был найден Джинсом (1917). Он обратил внимание на то, что при звездных температурах вещество в недрах звезд должно быть полностью ионизованным. Таким образом, с точки зрения физики, оно оказывалось почти идеальным «газом» из электронов и положительно заряженных ядер, а следовательно, доступным математическому анализу и описанию.
Эти остроумные соображения Джинса, термодинамическая теория лучистого равновесия Шварцшильда и уже широко известное тогда доказательство русским физиком П.Н. Лебедевым давления света, в том числе и на газы (1907, опубликовано в 1910) открыли дорогу для формирования математической теории звезды в целом. Первую такую теорию построил в 1916—1918 гг. английский астрофизик и физик-теоретик Артур Стэнли Эддингтон (1882—1944).
Главное уравнение теории связывало температуру (Т) давление (Р) и плотность вещества (с) звезды с расстоянием от ее центра. Решение его давало их распределение в зависимости от глубины слоя под фотосферой. (Недаром сам Эддингтон называл свою теорию «аналитической буровой машиной».) С помощью этой теории Эддингтон рассчитал первую теоретическую модель газовой равновесной (т.е. находящейся в лучистом равновесии) излучающей звезды, где силы гравитационного сжатия уравновешиваются силами газового и светового давления. (Несмотря на ошибочность некоторых начальных допущений, а именно — неверную оценку среднего атомного веса «электронно-ядерного газа» звезды в предположении равного обилия в нем всех химических элементов (около 2). В действительности в звездах преобладает водород (поэтому средний атомный вес смеси атомных ядер и электронов равен 0,5). К счастью, это оказалось мало влияющим на уравнения.)
Это привело его к открытию новой (после Г—Р диаграммы) фундаментальной астрофизической зависимости в мире звезд: масса—светимость (светимость растет значительно быстрее массы), и в 1924 г. он теоретически обосновал ее. Прямым следствием этого было то, что при росте массы звезды должен наступить момент, когда чудовищное световое давление делает звезду неустойчивой. В результате Эддингтон ввел представление о критической массе для нормальной звезды, находящейся в устойчивом состоянии, и о предельной светимости для устойчивой звезды данной массы («эддингтонов предел»):
Lэд. = М зв. / М Солнца х 1038 эрг/с, где М зв. меньше или равно 65 М Солнца
Это полностью подтвердилось по крайней мере для звезд «главной последовательности» (термин Эддингтона) Г—Р диаграммы, то есть для подавляющей части звездного населения в наблюдаемой Вселенной, и впервые объяснило наблюдаемый факт — то, что по своим массам звезды различаются не более, чем в 10 раз, тогда как по светимостям — «сверхгиганты» превосходят «карликов» в 10 (в миллиарды) раз.
На основе своей теории внутреннего строения звезд Эддингтон впервые вычислил диаметры некоторых звезд — красных гигантов (более 1 млрд. км!). А уже в 1920 г. с помощью 20-футового интерферометра, установленного на 100-дюймовом рефлекторе обсерватории Маунт Вилсон, Ф. Пиз и Дж. Андерсон впервые прямыми наблюдениями определили диаметр a Ori — Бетельгейзе. В дальнейшем измерением диаметров еще нескольких звезд с помощью 50-футового интерферометра они полностью подтвердили расчеты Эддингтона. В свою очередь, расчет Эддингтона для радиуса и массы слабого спутника Сириуса (Сириус-В) впервые обнаружил его гигантскую плотность (50 000 г/см ). Так был открыт новый тип белых горячих звезд малой светимости, получивших название «белые карлики». Теорию их уже вскоре начал разрабатывать американский физик (опять физик!) У.А. Фаулер.
В 1918—1919 гг. Эддингтоном была построена первая теория цефеид как физических переменных, пульсирующих звезд. (Эта идея относительно природы их переменности была впервые высказана и разработана в 1878—1883 гг. Г.А.Д. Риттером, а в 1896 г. — независимо — Н.А. Умовым в Московском университете на защите диссертации А.А. Белопольским, который открыл характерную синхронность (но в противофазе) колебаний лучевых скоростей и блеска у таких звезд.)
Результаты Эддингтона были опубликованы в его книге «Внутреннее строение звезд» (1926). В 1941 г. Эддингтон усовершенствовал теорию цефеид (объяснил сдвиг по фазе между изменением блеска и лучевой скорости рассеянием энергии в поверхностных слоях звезды).
5. Зарождение идеи нестабильности ядер спиральных туманностей. В связи с развитием теории внутреннего строения звезд, Эддингтон и Джине первыми в 1920-е гг. привлекли внимание к ядрам спиральных туманностей (которые они считали еще сгустками диффузной материи) как к особым точкам. Эддингтон считал, что это неустойчивые тела сверхкритической массы, а Джине даже допускал, что в этих точках в нашу Вселенную втекает вещество из других, недоступных нам пространств Вселенной (в первые десятилетия XX в. получила распространение его гипотеза происхождения звезд как результата сгущения диффузной материи сначала в спиральную туманность). С окончательным установлением истинной природы спиралей как далеких галактик (Хаббл, 1924) космогоническая идея Джинса отпала. Но идея Эддингтона неожиданно получила новую жизнь — как идея активности и сингулярности ядер самих галактик.
6. Утверждение «короткой шкалы» в оценках возраста звезд. Б. Бок, В.А. Амбаруцумян.
В 1934—1937 гг. подверглись острой критике сами оценки возраста Галактики, выведенные Джинсом из динамических соображений (10'3 лет). Американский астроном Б. Бок (1906—1983) и независимо молодой советский астрофизик-теоретик В.А. Амбарцумян (1906—1995) показали, на тех же динамических основаниях — из расчета времени «жизни» звездных скоплений, что возраст Галактики на три порядка меньше. Эта «короткая космологическая шкала времени» в дальнейшем прочно вошла в астрономическую картину мира.
Глава 28. Развитие представлений об эволюции звезд на основе теории термоядерных источников звездной энергии
1. Решение проблемы внутризвездных источников энергии (30-е гг. XX в.). Г. Бете. М. Шварцшильд и др.
Идея термоядерного синтеза в недрах звезд долго казалась маловероятной, поскольку требовала для своего осуществления случайной встречи сразу шести элементарных частиц — четырех ядер водорода и двух электронов. Поиски более реалистичного пути такого синтеза были продолжены с начала 1930-х гг.
К концу 1930-х гг. были найдены сразу два пути осуществления термоядерного синтеза: открыты протон-протонный и углеродно-азотный циклы ядерных превращений, результатом которых в обоих случаях является переход Н в Не. Первый был открыт в 1938 г. американским физиком-теоретиком немецкого происхождения Гансом Бете (и одновременно независимо англичанином Ч. Критчфилдом). Второй в 1938—1939 гг., также независимо, Бете и немецким физиком и астрофизиком К. Вейцзеккером. Вся дальнейшая теория эволюции звезд развивалась и развивается в наши дни на основе этих представлений об источниках звездной энергии.
Первый расчет модели равновесной звезды (Солнца) с термоядерным источником энергии провел в 1941 г. американский астрофизик Мартин Шварцшильд (сын К. Шварцшильда). Он оценил содержание Не на Солнце и теоретически предсказал наблюдательные следствия — параметры дифференциального вращения Солнца, в целом подтвердившие теорию.
Таким образом, теория Джинса об источнике энергии звезд, предложенная в свое время для объяснения особого «долгожительства» звезд, ушла в историю как важный, но пройденный этап.
По современным представлениям, в звездах имеют место оба термоядерных цикла, называемые теперь, соответственно, водородным и углеродным. Первый, идущий без катализаторов, осуществляется в звездах с массой меньшей 1,2 масс Солнца, второй — с участием, в качестве катализаторов, С, N, О и F (фтора), требует более высокой температуры и реализуется в звездах с массой большей, чем 1,2 масс Солнца. И хотя в известном смысле эти результаты остаются теоретическими, они стали устойчивым элементом современной астрономической картины мира. Возникшие было в 1980-е гг. трудности в связи с обнаружением недостаточности потока нейтрино из недр Солнца (по сравнению с ожидавшимся в соответствии с теорией), в последние годы оказались разрешены, что и было отмечено Нобелевской премией 2002 г.
2. Возрождение идеи продолжающегося звездообразования (1940-1950-е гг.). В А. Амбарцумян.
Эта идея впервые была детально рассмотрена в конце XVIII — начале XIX вв. В. Гершелем. Он выдвинул ее на основе теории гравитации и своего открытия истинных ( диффузных, не звездного состава) туманностей и попытался обосновать путем новой, эволюционной интерпретации вообще всех млечных (неразложимых для него) туманностей с яркими одним или несколькими ядрами и разной степенью концентрации яркости к этим центрам (рассматривая их как ступени сгущения диффузной материи в звезды). Вывод Гершеля о продолжающемся и даже наблюдаемом формировании звезд в Галактике, горячо поддержанный Араго в его знаменитых астрономических публичных лекциях в 40-е гг. XIX в., господствовал вплоть до начала нового века. Причем оценки времени жизни звезд постепенно возрастали (по мере уточнения возраста Земли, который уже к концу XIX в. оценивался в 10 лет).
На новом этапе развития звездной астрофизики трудности эволюционной теории звезд (и эволюционной интерпретации Г—Р диаграммы) на основе гравитационного сжатия (последние попытки в этом направлении были предприняты Ресселом во втором десятилетии XX в.) привели к усиленной разработке гениальной догадки Джинса о внутриатомной природе источника звездной энергии. Первоначальные объяснения им механизма освобождения энергии излучения — на основе вновь открытой радиоактивности, а затем и выводов о возможности аннигиляции вещества, привели к укреплению на четверть века так называемой длинной шкалы эволюции звезд — в десятки биллионов лет! Хотя она и была опровергнута к концу 1930-х гг., но привела к прочному убеждению, что процесс звездообразования произошел и завершился в весьма отдаленные времена.
Такое представление подкреплялось еще и самой теорией Джинса о гравитационной неустойчивости и фрагментации диффузного вещества как начале формирования звезд (идеи, также восходящие к В. Гершелю). Разработанная еще до окончательного установления межзвездного поглощения света и, следовательно, до открытия существенной роли межзвездной диффузной материи в Галактике, теория Джинса — в сочетании с «очевидной» пустотой межзвездного пространства, казалось, убедительно доказывала, что формирование звезд давно исчерпало запасы этой материи и прекратилось.
Развернувшаяся в конце 1930-х гг. борьба между сторонниками «длинной шкалы» и «короткой шкалы» развития звезд (а с ними и всей наблюдаемой Вселенной) к середине 1950-х гг. завершилась в пользу второй концепции. Этому способствовало открытие на рубеже 1940-х гг. двух термоядерных циклов, показавших значительно большую реалистичность термоядерных источников внутризвездной энергии. Оценки Джинса и его идеи аннигиляционного источника звездной энергии, равно как и его звездно-космогоническая трактовка спиралей ушли в историю. Вместе с тем прочным фундаментом эволюционной астрофизики, космогонии, а в дальнейшем и космологии стали, помимо его гениальной догадки о внутриатомной природе источника звездной энергии, еще и развитая им теория гравитационной неустойчивости, ставшая необходимым рабочим инструментом в новой релятивистской космологии.
Между тем еще в начале 1940-х гг. американские астрономы Ф. Уиппл и Г. Рессел обратили внимание на то, что голубые звезды-гиганты (по светимости), чрезвычайно расточительно расходующие свою энергию, не могут существовать в таком режиме даже миллиарды лет (возраст Солнца).
И действительно, по скорости протекания реакции ядерного синтеза и реальному расходу энергии такими звездами немецкий астроном А. Унэольд в 1944 г. нашел, что время жизни звезд класса О7 должно составлять не более 1,3x10 лет. В конце 1940-х гг. была сделана попытка объяснить это в рамках картины длинной шкалы «омоложением» таких звезд за счет аккреции внешнего вещества (Фрэд Хойл, по существу возрождавший этим старую гипотезу Роберта Майера). Но появившиеся новые факты убедительно свидетельствовали о молодости голубых гигантов.
После окончательного установления межзвездного поглощения (Трюмплер, 1930) была признана существенная роль газопылевой материи в звездной Вселенной. Это возродило интерес к исследованию распределения ярких звезд по соседству с пылевыми космическими облаками — туманностями (такие исследования в середине XIX в. под влиянием космогонии В. Гершеля усиленно проводил английский астроном Ричард Проктор).
Все это с неизбежностью вело и к возрождению общей гершелевой идеи о продолжающемся и в наше время процессе формирования звезд (как одиночных, так и целых групп). В 1946 г. Б. Бок высказался на этот счет вполне определенно (и его осторожность при этом лишь подтверждает обоснованность вывода): «...Мы почти вынуждены допустить вероятность того, что звезды все еще "рождаются" или что, по крайней мере, некоторые сверхгиганты начали существование менее 5x10 лет назад».
Точку в этой проблеме поставил В.А. Амбарцумян. В 1947 г. он впервые интерпретировал известные и ранее видимые группы О- и В-звезд как реальные пространственные системы, но динамически неустойчивые, распадающиеся (их кинетическая энергия оказывалась больше потенциальной). В этом он увидел прямое доказательство продолжающегося, к тому же группового, звездообразования в Галактике. Амбарцумян назвал такие системы О- и В-ассоциациями и предложил свою, нестандартную гипотезу звездно-космогонического процесса (см. ниже).
В1948 г. Г.Н. Рессел констатировал уже определенное изменение в общей астрономической картине мира: «Убеждение, что эти расточительные звезды [яркие сверхгиганты] начали свою излучательную карьеру относительно недавно в космическом масштабе времени, широко распространено».
Б. Стремгрен детализировал картину продолжающегося звездообразования, сделав вывод, что молодые, горячие голубые звезды-гиганты принадлежат населению I типа в Галактике, тогда как звезды населения II типа намного старше.
Проблема продолжающегося и в нашу эпоху звездообразования в настоящее время считается решенной. Главным доказательством здесь служит существование массивных ярких звезд О- и В-классов, возраст которых (при термоядерном источнике их энергии) не может превышать 10 млн. лет.
Таким образом, можно сказать, что и этот элемент картины мира перешел в ранг достоверных знаний, ядра науки как системы знаний.
3. Развитие представлений о направлении эволюции звезд и судьба прежних идей
Укрепление уже с конца 1930-х гг. хотя еще не доказанной тогда идеи о термоядерной природе источника звездной энергии, вновь поставило перед астрофизиками — теоретиками и наблюдателями — проблему эволюционной интерпретации Г—Р диаграммы. И поскольку первоначальное «очевидное» истолкование обеих ее ветвей — ветви гигантов и главной последовательности — как направления хода эволюции — не прошло, то вставал вопрос о самом направлении эволюционного пути звезд.
Новые теории эволюции звезд успешно разрабатывали в 1940—1950-е гг. Б. Стремгрен (Дания), Ф. Хойл (Англия), но главным образом М. Шварцшильд (США). Были проведены новые расчеты термоядерных реакций в недрах звезд как фактор их эволюции.
Существенную роль на пути к решению проблемы сыграло построение диаграмм Герцшпрунга—Рессела для отдельных скоплений звезд. Это было начато американским астрофизиком Д.П. Койпером (1905—1973). Скопления давно и вполне естественно воспринимались как группы звезд генетически связанных, то есть сходных по возрасту и химическому составу. К тому же они находились практически на одном расстоянии от земного наблюдателя, что позволяло судить об истинных отношениях светимостей этих звезд. Койпер первым построил в 1937 г. сводную Г—Р диаграмму для многих рассеянных скоплений и обратил внимание на резкое различие их между собой. Он сравнил со своими результатами проведенные ранее теоретические расчеты Стрёмгрена и объяснил различие диаграмм различным содержанием Н в звездах разных скоплений, что уже могло служить указанием и на разный возраст скоплений. Скопления стали в дальнейшем главным ключом к открытию самого направления эволюции звезд, к выявлению их так называемых эволюционных треков.
Наиболее ценную информацию принесло такое исследование шаровых скоплений. Первые детальные диаграммы для них были построены и изучены в 1952 г. А. Сэндиджем и М. Шварцшильдом. Звезды этих наиболее старых комплексов в Галактике неожиданно связали относительно узким «мостом» ветвь гигантов с главной последовательностью, а иные из них заполнили пробел Герцшпрунга между красными гигантами и красными карликами. Таким образом, появилось отчетливое указание, что направление эволюции звезд, вопреки всем ожиданиям, в целом «перпендикулярно» главной последовательности! Этот сенсационный вывод Сэндидж подтвердил в 1954 г., показав, что звезды шаровых скоплений переходят с главной последовательности в область красных гигантов.
В начале 1950-х гг. был разработан новый эффективный метод точной звездной фотометрии — электрофотометрическая трехцветная UBV-система, для диапазона спектра от видимой области до близкого ультрафиолета (американскими астрономами — Г. Джонсоном и др.). Это на порядок повысило точность определений истинных (с учетом поглощения света) блеска и цвета звезд и позволило производить сравнительные исследования их характеристик на огромном и однородном наблюдательном материале.
Одним из первых результатов стала оценка Сэндиджем в 1954 г. и независимо рядом других астрономов относительного возраста рассеянных скоплений — по светимостям их ярчайших звезд: чем эти звезды ярче, тем скопление моложе. Важным следующим шагом в определении относительного возраста скоплений было установление Сэндиджем (1956 г.) положения «стандартной главной последовательности» — для скоплений, относительный возраст которых был принят за «нулевой». Большой вклад в исследование скоплений разного типа внесли, начиная с 1940-х гг., советские астрономы П.Н. Холопов (1922-1988), Б.Е. Маркарян (1913-1985), И.М. Копылов (1928-2000) и другие. В частности, для уточнения масс скоплений чрезвычайно важным было открытие Холоповым обширных внешних более разреженных областей — «корон» скоплений.( Корона проявляется в ступенчатом распределении видимой плотности звезд на периферии скопления. Такая характерная структура скопления впервые была отмечена Джоном Гершелем в 1847 г. у скопления М47 Тукана.)
В результате многолетней работы многих наблюдателей и теоретиков к настоящему времени сформировалась стройная картина образования и развития самих скоплений как группировок генетически связанных звезд. В Галактике выделено два класса скоплений: В свете общепринятой ныне «диффузной» звездно-космогонической концепции, один ведет свою родословную от газопылевой плоской составляющей Галактики. Это рассеянные скопления со звездным населением I типа. Другой — от диффузной материи сферической составляющей Галактики: шаровые скопления со звездами населения II типа, в среднем на несколько порядков более богатые по населенности и в целом более старые образования. Об этом говорит их состав: звезды в них бедны тяжелыми элементами, в частности металлами, то есть они образовались из вещества первичного состава, еще не обогащенного тяжелыми элементами за счет последующих взрывов Сверхновых. Возрасты рассеянных скоплений оцениваются от миллионов до миллиардов лет, тогда как шаровых — обычно порядка десятка миллиардов лет.
В этой картине получили уточненную интерпретацию и О- и В-ассоциации Амбарцумяна. Исследования X. Шепли (1885—1972) , а позднее московского астронома Ю.Н. Ефремова обнаружили существование обширных разреженных группировок звезд без заметной концентрации, но выделяющихся по своим характеристикам как вероятные области интенсивного звездообразования. Они получили название «звездных комплексов». Ассоциации рассматриваются как наиболее заметные элементы этих комплексов.
Любопытна и поучительна дальнейшая судьба более ранних идей относительно источников звездной энергии. Идея выделения энергии за счет гравитационного сжатия звезды возродилась в современном описании стадии протозвезды — сравнительно кратковременного периода (103 - 106 лет) сжатия диффузной газо-пылевой материи и разогрева ее в центральной части (при достаточной массе) до критической температуры порядка 107 К. Затем наступает основная, ядерная стадия выработки энергии, за счет чего звезда может излучать в течение 106—1010ет (для звезд, соответственно, с массами от 30 до 1 М() Наконец, после исчерпания запасов ядерной энергии наступает чисто тепловое высвечивание энергии — стадия белого карлика, продолжающаяся в зависимости от массы звезды до 109лет. Таким образом, современная эволюционная картина эволюции звезды представляется как последовательная смена источников ее энергии.
Но это еще более интересно с точки зрения истории науки. Это говорит, что уже на ранних стадиях научного объяснения источника энергии звезд, т.е. объяснения, опиравшегося уже на знание фундаментального физического закона — сохранения энергии, появилась возможность отразить в теории ту или иную грань, стадию, элемент действительного процесса — эволюции, казалось бы, совершенно недоступного теории объекта — звезд.
1.Космологические парадоксы и попытки их решения
1.1. Возникновение и содержание космологических парадоксов. Пресловутые «космологические парадоксы» сыграли незаслуженно большую роль в астрономии XIX и XX вв. Формирование новой картины мира всегда сопряжено с ликвидацией, заполнением «белых пятен», то есть с объяснением ранее необъяснимого, даже парадоксального (т.е. существующего, хотя и невозможного, научно необъяснимого!).
Научная картина мира (НКМ) по самому ее определению претендует на умозрительное объяснение (включение в ее рамки) всех известных фактов, явлений, объектов, иначе всех проявлений окружающей действительности. Это ее назначение не зависит от уровня реальных знаний. Вместе с тем КМ строится как безграничная экстраполяция имеющихся конкретных и всегда ограниченных знаний, то есть в картине мира установленные законы неизбежно распространены за пределы области их справедливости. Ведь такие границы в рамках данной картины мира остаются неизвестными. Когда же их обнаруживают и устанавливают более общие, включающие прежние законы или даже совсем их отрицающие, то это разрушает и старую картину мира, то есть приводит к научной революции и формированию новой картины мира, где такой парадокс уже не имеет места. Но в рамках каждой данной КМ на пересечении двух или более линий таких безграничных экстраполяции тех или иных законов рано или поздно обнаруживается их несовместимость — несовместимость не законов, а именно их «чрезмерных» расширений. В этих случаях в картине мира и возникают парадоксы — то есть осознание нереализуемости необходимых следствий, отсутствие того, что представляется в картине мира неизбежным, необходимым ее элементом, следствием естественных законов, «а которые она опирается! А на деле — следствием не самих законов, а лишь их, строго говоря, незаконных безграничных экстраполяции. Когда эти взаимоисключающие безграничные экстраполяции заменяются безграничными же экстраполяциями, но более обобщенных (или более точных) законов, парадокс снимается. Таким образом, появление парадоксов служит признаком ограниченности [или исчерпания] эвристических возможностей данной КМ.
Первое может проявиться уже в самом начале оформления КМ и вызвать осознание ее лишь как модели, не претендующей на объяснение всех явлений. Примером этого служит картина мира Птолемея, автор которой сознательно не принимал во внимание отсутствующее (хотя необходимое) удвоение видимого поперечника Луны при ее движении по эпициклу (по существу это был первый в истории астрономии космологический парадокс, если не вспомнить еще более ранний — Парменида, утверждавшего полное совершенство Вселенной, которое, однако, невозможно ни ощутить, ни познать, так как такая Вселенная абсолютно неизменна и никак себя не проявляет).
Но не каждая трудность теории является таким «отрицательным» парадоксом, не имеющим эвристической ценности. Парадоксальное, на первый взгляд, явление может, напротив, стать ключом к новому открытию. Так было с загадкой Урана — необъяснимыми сначала нарушениями его орбиты, что привело к открытию Нептуна. (Заметим, что и «парадокс» Парменида неожиданно проявил свою эвристическую силу — вызвал в качестве своего разрешения теорию... атомизма. См. первые главы.)
Но и парадокс, связанный с ограниченностью КМ, может долгое время приниматься лишь за обычную трудность теории и благодаря изобретательности человеческого ума на протяжении определенного времени получать новые и новые «объяснения» в рамках общепринятой КМ. (Вспомним «совершенствования» геоцентрической КМ!). Признаком появления подлинных парадоксов — сигналов наступающего кризиса КМ могут служить излишняя сложность и искусственность объясняющих эти парадоксы гипотез, нарушение в этих объяснениях известного принципа «природа не терпит лишнего», или «сущности не следует увеличивать без необходимости» (знаменитая «бритва Оккама»).
В истории астрономии нового времени наибольшую известность получили три космологических парадокса. Рассмотрим их в логической (не исторической) последовательности.
1.2. Гравитационный парадокс
Этот парадокс состоит в несовместимости представления о бесконечности вещественной гравитирующей вселенной и ненаблюдаемости, неощутимости той бесконечно большой суммарной силы тяготения бесконечного числа тел, которая должна была бы действовать на каждое тело в такой вселенной. Как космологический парадокс он был осознан только в конце XIX в. Между тем его отметил еще английский священник Р. Бентли в письмах к Ньютону (видимо, в письме от декабря 1692 г., поскольку в своем ответе от 17 января 1693 г. на это письмо Ньютон «снимает» этот парадокс. — см. гл. 19). Парадокс в формулировке Бентли состоял в том, что в бесконечной неподвижной начальной Вселенной, при равномерной ее первоначальной заполненности гравитирующей материей, каждая ее частица находилась бы в равновесии с другими (притягиваемая ими со всех сторон), и звезды не могли бы образоваться, сконцентрироваться в более плотные тела.
Ньютон «снимал» парадокс математическими доводами, указывая, что бесконечности не все равны друг другу (!) и если даже в какой-то момент одна равна другой, то стоит добавить к одной малую величину, хотя бы и стремящуюся к нулю, как равенство их нарушится. (Эти идеи в XIX в. были колоссально углублены великим математиком Георгом Кантором в его «теории множеств»).
Разбиение однородной первоначально материи на звезды Ньютон объяснил именно подобными малыми нарушениями «равновесия» бесконечностей. Таким образом, он первым — для снятия парадокса — внес фундаментальную (в нынешней эволюционной космологии!) идею о роли малых случайных изменений в последовавшем разбиении однородной среды на бесконечное число звезд в бесконечном пространстве (будь то и другое конечным, они бы все сконцентрировались в каком-либо одном его месте).
Вместе с тем по Ньютону такой «передислокацией» начальной материи формирование Вселенной и завершается. Идея естественной эволюции в его модели отсутствует (как известно, эффекты «трения», нарушающего извечный динамический порядок, например, в Солнечной системе, по Ньютону, устраняются вмешательством Бога...)
Большинству астрономов XIX в. об этих рассуждениях Бентли и Ньютона, возможно, даже не было известно! Так или иначе, в новое время гравитационный парадокс вновь вышел на сцену, когда немецкий математик К. Нейман (1874) и независимо, в более развитой форме, его соотечественник известный астроном Г. Зеелигер (1895) показали, что в ньютоновой бесконечной вселенной в каждой точке на материальное тело должны действовать бесконечные по величине «раздирающие ее силы» (Zerrung). В «лучшем» случае эти силы оказывались неопределенными и, следовательно, движение любых тел — принципиально неопределимым. Таким образом, гравитационный парадокс обнаруживал внутреннюю противоречивость модели Вселенной Ньютона.
К этому времени уже давно был известен и другой непорядок в этой модели: с середины века оставалась загадкой открытая Леверье лишняя скорость движения перигелия Меркурия, необъяснимая в ньютоновской классической небесной механике — теории возмущенного движения планет. Доверие к закону всемирного тяготения вновь пошатнулось. С целью преодоления гравитационного парадокса была выдвинута идея изменить «немного» форму закона Ньютона. Например, ввести в него экспоненциальный множитель вида е"". При достаточно малом «а» он не отражался бы на результатах вычислений движений тел в конечной системе, что сохранило бы все достижения классической небесной механики, полученные в рамках конечной Солнечной системы, но устранило бы парадокс в отношении свойств бесконечной Вселенной.
Заметим, что в указанном изменении формулы Ньютона проявилась одна из ранних попыток усовершенствовать, то есть по существу обобщить, казалось бы, незыблемый, окончательно утвержденный полутора веками триумфов закон природы — закон всемирного тяготения. Наряду с проблемой лишнего движения перигелия Меркурия это был еще один сигнал о том, что начинает проявляться ограниченность господствовавшей физической ньютоновой картины мира.
Подобные сигналы появляются рано или поздно в любой картине мира, однако отличить их от обычных трудностей (которые многократно возникают и успешно преодолеваются в рамках данной картины и лишь укрепляют ее авторитет) не только трудно, но принципиально невозможно в рамках этой картины. «Чтобы познать истину, нужно выйти за ее пределы», — гласит древняя восточная мудрость, выражая по существу один из глубочайших и наиболее важных уроков истории науки.
Но возвратимся к гравитационному парадоксу. Другим способом устранения его мог быть отказ от бесконечности Вселенной. Такой путь предложил К. Шварцшильд, рассматривая модель вселенной со сферической геометрией. Но эта идея не успела войти в картину мира до появления в 1917 г. релятивистской космологии. А в последней оказались реализованными обе идеи — отказ и от формы закона тяготения, и от постулата бесконечности Вселенной (см. ниже). Прежде чем закончить проблему этого парадокса, обратимся еще к одному, появление которого также восходит к временам Ньютона.
1.3. Фотометрический парадокс
Он состоит в том, что в бесконечной (и даже в конечной, но очень большой) звездной Вселенной, заполненной хаотически разбросанными звездами, взгляд в любом направлении должен упираться в поверхность какой-либо из них и, таким образом, все небо должно сиять примерно как поверхность Солнца! А этого нет, в чем и состоит парадокс. Первым, как недавно выяснилось, это противоречие отметил еще Галлей в начале XVIII в. Позднее его, возможно, независимо, сформулировал швейцарский астроном X. Шезо (744). Но широко известен он стал в приведенной выше более развитой формулировке Г.В. Ольберса (1826).
Долгое время (начиная с Шезо) естественным способом преодоления фотометрического парадокса представлялась идея о наличии в межзвездном пространстве темной поглощающей материи. (Много позднее, уже в 30-е гг. XX в., В. Г. Фесенков показал, однако, что это не снимает трудности, поскольку в реальной «поглощающей материи» происходит лишь рассеяние энергии излучения и перевод ее в другой спектральный интервал, а не истинное поглощение. Но заметим, что при этом яркого неба уже не будет и парадокс станет «тепловым» — парадоксом перегретой Вселенной).
Оригинальным способом преодоления — притом сразу двух парадоксов, гравитационного и фотометрического, — оказалась модель Вселенной, предложенная в 1908 г. (и развитая в 1922 г.) шведским астрономом К.В.Л. Шарлье (1862—1934). Видоизменяя старую космологическую теорию иерархической Вселенной Ламберта, Шарлье продлил эту лестницу систем — предположил бесконечность иерархии вверх (у самого Ламберта, как мы видели, система в целом оказывается конечной!).
Шарлье потребовал, кроме того, достаточно быстрое увеличение относительных взаимных расстояний систем с ростом «номера этажа». Тогда и гравитационный, и фотометрический парадоксы устраняются.
То, что они исчезали вместе, ясно: и гравитация и сила света ослабевают с расстоянием пропорционально квадрату расстояния. Правда, необходимые требования к свойствам иерархической Вселенной оказались довольно жесткими. В частности, условия «разрежения» систем должны были выполняться на всей (!) бесконечной лестнице систем. Так что средняя плотность материи во Вселенной Шарлье оказывалась равной нулю (при бесконечно большой полной ее массе). Но сама парадоксальность такой картины исключала долгожитие теории Шарлье. К тому же она возникла практически одновременно с релятивистской космологией, в которой оба эти парадокса не возникают либо непринужденно устраняются. (А уже в начале второй половины XX в. сообразили, что «парадокс Ольберса» порожден просто нефизичностью модели вселенной: неявно в ней принималось, что звезда существует и излучает в течение бесконечного времени, вопреки закону сохранения энергии... Во времена Галлея, Шезо и Ольберса этого не могли заметить «по незнанию» самого закона, а позже, вплоть до наших дней (!), — по привычке... Кстати, это относится и к гравитационному парадоксу. — В породившей его ньютоновской модели Мира плотность энергии (гравитационный потенциал) — а значит, по формуле Эйнштейна, и сопряженной с нею массы — неявно полагалась бесконечной. Но «до Эйнштейна», до 1905 г. этого не знали, а после 1917 «модель Мира Ньютона» уже «никого не интересовала»...)
1.4. Термодинамический парадокс «тепловой смерти» Вселенной
Этот парадокс обнаружили в середине XIX в. Р. Клаузиус и В. Томсон (лорд Кельвин) при попытке распространить только что открытое второе начало термодинамики на весь физический (ньютоновский) мир — бесконечное пространство, заполненное звездами. Суть парадокса состояла в необходимости одностороннего необратимого рассеяния энергии, ведущего к тепловой смерти Вселенной (формулировка Томсона) или, иначе, к безудержному росту энтропии («Энергия мира постоянна. Энтропия мира стремится к максимуму» — формулировка Клаузиуса).
В физическом аспекте этот парадокс проявился в рамках континуальной модели вещества, которая использовалась классической феноменологической термодинамикой. (Заметим, что по существу такой парадокс уже был сформулирован — для Солнечной системы — Ньютоном, который указал на факт своего рода «трения» — взаимных возмущений в движениях тел, что вело к неустойчивости, «разбалансировке» и, в конечном счете, к гибели Солнечной системы. И только вмешательство время от времени Бога спасало, по его мнению, положение.)
Устранить парадокс тепловой смерти «естественным» путем с позиций указанных моделей материи и Вселенной в XIX в. можно было, только предположив ограниченность справедливости самого второго начала. На такую возможность намекал при обсуждении парадокса тепловой смерти сам Кельвин, говоря о справедливости второго начала с точностью лишь до «скрытых ресурсов природы». Эту возможность до сих пор нельзя считать исключенной, поскольку второе начало в общей форме остается постулатом и ниоткуда не следует его неограниченная справедливость.
Впоследствии такая возможность частично даже реализовалась — второе начало было, строго говоря, опровергнуто на микроуровне открытием противоречащих ему флуктуации в первом десятилетии XX в. Но еще до экспериментального открытия флуктуации само представление о возможности их оказалось достаточным для построения грандиозной космологической флуктуационной гипотезы Больцмана, в которой неожиданно снимался и этот парадокс.
Людвиг Больцман (1844—1906) был первым, кто рассмотрел «статистическую модель Вселенной». По существу, это была та же, что и у Кельвина—Клаузиуса, ньютоновская бесконечная Вселенная. Однако Больцман использовал дискретную (атомную) модель материи вместо континуальной, принимаемой в классической феноменологической термодинамике. При этом он «вдруг» обнаружил неожиданный способ преодоления парадокса тепловой смерти — посредством учета эффекта флуктуации.
Свое решение парадокса Больцман нашел, пойдя в признании тепловой смерти даже как бы дальше, чем Клаузиус и Кельвин. Больцман рассмотрел вопрос о том, что будет, когда установится термодинамическое равновесие, то есть когда тепловая смерть наступит!.. Более того, сделав следующий весьма смелый шаг, он предположил, что состояние тепловой смерти — это обычное состояние любой части Вселенной, но при этом указал (и в этом была новая гениальная идея!) принципиально новое обстоятельство — с учетом флуктуации неизбежно возникновение как частых малых, так и чрезвычайно редких, но сколь угодно больших флуктуации, т.е. возникновение неравновесных сколь угодно больших областей во Вселенной.
В адрес этой флуктуационной гипотезы Больцмана делались критические замечания в связи с фантастической редкостью подобных гигантских флуктуации и с возникавшими при этом парадоксальными картинами якобы неизбежно обратного хода времени в половине из них (вернее — обратного хода всех изменений и процессов)! Не исключено, однако, что и второе начало окажется частным случаем более общего закона, не требующего непрерывного роста энтропии в общем случае даже в произвольной замкнутой системе и допускающего в любых масштабах концентрацию свободной энергии флуктуации. На постулативный характер «запрета» подобных процессов настоятельно указывал, например, великий философ XX в. Карл Поппер.
….Не удовлетворившись гипотезой Больцмана из-за малой вероятности ее осуществления, астрономы и физики XX в. сосредоточились на идее, что тепловая смерть не успевает наступить, например, в неограниченно расширяющейся релятивистской Вселенной, поскольку другие процессы раньше прекратят ее существование (гипотеза Р. Толмэна 1930-х гг.). Но, как известно, хрен редьки не слаще... Для преодоления парадокса тепловой смерти Вселенной предлагались и другие способы. Это, например, иерархическая модель К.П. Станюковича, в которой предполагалась недостижимость состояния термодинамического равновесия именно за счет бесконечной иерархичности этой модели. Были попытки модернизации больцмановых идей о «возможностях флуктуации». Так, по Я.П. Терлецкому, достаточно большая космическая гравитационная система всегда в целом термодинамически неравновесна за счет крупномасштабных гравитационных флуктуации. Все эти и другие предлагавшиеся гипотезы, однако, не дают радикального решения парадокса тепловой смерти.
Так, в модели осциллирующей Вселенной Я.Б. Зельдовича и И.Д. Новикова энтропия растет, и трудность остается. А в последующей инфляционной модели Вселенной Гута—Линде (80-х гг. XX в.) тепловая смерть не успевает наступить даже за время качественно эквивалентное для нас бесконечности (т.е. за время типа 10ехр10ехр10 «любых наших промежутков времени» — от 10 сек до 10 лет!). Наконец, в последнем варианте инфляционной модели Линде «хаотическое раздувание» претендует быть моделью «вечно самообновляющейся Вселенной», вообще снимая проблему тепловой смерти. (В этом отношении она напоминает приведенную выше модель Терлецкого.) Этот вариант, однако, еще не исследован с термодинамической точки зрения. Что он даст — неизвестно.
В целом, более ясная перспектива решения космологических парадоксов видится в идее бесконечного качественного разнообразия бесконечной Вселенной, когда указанные трудности космологии оказываются локальными и не имеют смысла парадоксов. Они скорее свидетельствуют о конечности таких вселенных как в пространстве, так и во времени. (Ведь никому ныне не придет в голову считать парадоксом неизбежность «смерти» Солнечной системы, да и самого «микрокосма» в ней — человека, и даже всего человечества...).
С другой стороны, как уже говорилось, и второе начало при каких-то условиях «не обязано» выполняться. В пользу этого имеются некоторые данные (хотя само это направление к настоящему времени сильно дискредитировано в глазах физиков массой неграмотных «опровержений» второго начала, особенно в связи с его якобы «очевидным противоречием» феномену Жизни). При современном состоянии этой проблемы есть основания думать, что окончательное решение парадокса «тепловой смерти» будет найдено именно при внимательном анализе роли процессов самоорганизации во Вселенной, коренящихся в феномене флуктуации, до сих пор корректно не учтенных в термодинамике.
1.5. Парадоксы не кончаются...
В современной астрономии — в астрофизике, в проблеме SETI и CETI возникали и новые «парадоксы» — связанные с эффектом «черных дыр» как якобы бездонных «могил вещества» или с «молчанием братьев по разуму» (парадокс Ферми). Первый из них был в 1970-е гг. на качественном уровне снят С. Хокингом, теоретически доказавшим неизбежность эффекта «испарения» черных дыр. Лиха беда начало... Не так ли и со вторым? — Быть может, не «они» молчат, а это «мы» их не слышим и не замечаем по слабости обычного (в «нужном» диапазоне спектра) и «умственного» слуха и зрения.
.2.Вторая универсальная революция в естествознании. Эйнштейн.
2.1. Кризис классической космофизической картины мира на рубеже XIX — XX вв.
В первой четверти XX в. произошла вторая в истории естествознания великая научная революция — смена классической космофизической картины мира на новую, квантово-релятивистскую. Этот коренной переворот начался с революции в физике. Классическая физическая картина мира (ньютонианская гравитационно-механическая, дополненная к концу XIX в. идеями и открытиями электродинамики Максвелла—Лоренца и ставшая по сути гравитационно-электродинамической) опиралась на представление о независимости друг от друга, иначе абсолютности таких сущностей, как пространство, время, материя. Пространство представлялось евклидовым — плоским, трехмерным, бесконечным, существующим и без материи (как абсолютная пустота). Время в общем смысле — как некая абсолютная длительность, существующая вне связи с материей (хотя принималось во внимание и физическое время как мера
физических процессов). Материя мыслилась дискретной — состоящей из нейтральных атомов с электромагнитной основой (то есть в свою очередь построенных из электрически заряженных частиц — электронов и некой положительно заряженной основы атома). Абсолютными и универсальными считались и физические законы, а именно — открытые на Земле, они распространялись на всю мыслимую материальную Вселенную.
В механике со времен Галилея был известен классический принцип относительности («не абсолютности») движения, утверждавший тождественность любых механических явлений в равномерно движущихся или покоящихся системах. Но все же одна система отсчета выделялась как абсолютная, в целом неподвижная, так что движение относительно нее можно было рассматривать как абсолютное. Такой системой считался мировой эфир, возрожденный в физике в новое время Декартом. В нем предполагались лишь колебательные движения, проявлявшиеся как электромагнитные волны — свет.
Особой и также абсолютной силой считалось тяготение — как «всемирное» врожденное (вопреки представлениям самого Ньютона!) свойство материи. Законы макроскопических явлений распространялись (экстраполировались) на всю шкалу масштабов — до космологических в одну сторону и до микромира в другую.
Но в последние десятилетия XIX в. в физической картине мира стали проявляться новые парадоксы — противоречия между, казалось бы, наиболее прочными законами, какими были законы механики, и точными опытами и наблюдениями. Первым из них стал неожиданный результат опыта американского физика А. Майкельсона. В 1881 г. он предпринял попытку обнаружить мировой эфир прямыми опытами — измерить скорость движения относительно него Земли, иначе — «эфирный ветер» (наличие которого предрекалось еще Птолемеем, при допущении движения Земли). Однако в точных опытах Майкельсона, пытавшегося обнаружить различие в скорости луча света, направленного вдоль или поперек орбитального движения Земли, скорость света оставалась постоянной! Дальнейшее уточнение опыта в 1885—87 гг. не изменило результата.
Сначала физики попытались объяснить загадочный эффект в духе принципа относительности Галилея: неощутимостью движения Земли относительно мирового эфира, хотя само существование эфира и, следовательно, движение Земли относительно этой неподвижной мировой среды продолжали считать реальностью. Причину такой «неощутимости» движения объясняли по-разному. Один из крупнейших физиков века Г. Герц предположил (1880-е гг.), что Земля просто увлекает с собой часть окружающего эфира и в этой, неподвижной относительно Земли, окрестности и производятся наши опыты с лучом света. Однако, эта гипотеза противоречила опытам другого крупного физика И. Физо, который показал, что если мировой эфир существует, то он может увлекаться Землей лишь частично. Знаменитый автор электронной теории материи голландец Х.А. Лоренц и видный американский физик Дж. Фитцджеральд попытались объяснить отрицательный результат опыта Майкелъсона, допустив даже реальное сокращение размеров движущихся тел, включая Землю, в направлении их движения, — якобы под действием возникающих в них при этом электромагнитных сил. Лоренц вывел формулы для вычисления такого пропорционального сокращения (линейных масштабов движущегося тела и промежутков времени между событиями на них) в зависимости от скорости самого движения («преобразования Лоренца»).
Именно эффект неощутимости якобы реально существующего движения Земли сквозь мировой эфир и был назван впервые (по аналогии с принципом Галилея) новым «принципом относительности» (А. Пуанкаре, 1904). Равномерное прямолинейное движение оказывалось неощутимым не только в механических явлениях, но и в электромагнитных (в скорости распространения электромагнитных волн).
Перед физиками встала проблема поисков новой фундаментальной, более общей теории, которая на единой основе объясняла бы и механические, и электромагнитные явления. Эту проблему решил в 1905 г. молодой немецкий физик Альберт Эйнштейн (1879—1955) в своей «специальной теории относительности» (СТО; основные положения ее были опубликованы в его работе 1905 г. «К электродинамике движущихся тел»).
2.2. Научная революция в физике и космологии
Из утверждения о якобы принципиальной неощутимости движения Земли относительно мирового эфира Эйнштейн сделал подлинно революционный вывод: в таком случае можно считать, что такой абсолютной системы отсчета вовсе не существует — и отказался от идеи мирового эфира. Обобщив принцип относительности Галилея, он провозгласил равноправие всех инерциальных систем в отношении любых физических процессов. В преобразованиях Лоренца, утверждал Эйнштейн, отражаются не реальные изменения якобы абсолютных размеров тела при его движении, а лишь тот факт, что сам результат измерений размеров тела зависит от движения системы отсчета. В этой новой физической картине относительными становились сами понятия «длина» и «промежуток времени» между событиями; даже понятие «одновременности событий». Иначе говоря, провозглашалась относительность не только всякого механического движения, но и самого пространства и времени, если их рассматривать по отдельности. В своей новой теории Эйнштейн постулировал постоянство скорости света в вакууме, независимо от движения наблюдателя и излучающих тел, и пришел к выводу, что эта скорость является максимальной скоростью физического взаимодействия вообще. Это — первый фундаментальный вывод СТО.
Другим фундаментальным выводом теории стало знаменитое соотношение между полной внутренней энергией и массой тела (Е = тс2). Первое его восприятие многими породило картину возможности перехода материи в нематериальное состояние энергии. В действительности речь шла о законе преобразования вещества в излучение с энергией Е. В этом последнем истолковании оно открывало совершенно новые перспективы для решения проблемы источника энергии излучения звезд, что, как мы помним, не замедлил использовать Джине.
В 1916 г. Эйнштейн завершил построение своей новой теории гравитации — общей теории относительности (ОТО). Специальная теория относительности вошла в нее как частный случай. Ньютонова теория гравитации вошла в ОТО частным случаем — для слабых полей тяготения. В новой теории (ОТО) утверждалась глубокая связь между пространством, временем и материей. Наличие материи искривляло пространство, и тело двигалось в этом пространстве так, что казалось притягиваемым к месту концентрации материи. Так впервые тяготение было представлено как эффект чего-то, а не врожденное свойство. (Напомним, что именно такой смысл тяготению как эффекту придавал сам Ньютон.)
Первым успехом ОТО стало объяснение загадочной лишней скорости в движении перигелия Меркурия (открытой Леверье в 1859 г. и не нашедшей убедительного объяснения в ньютоновской теории, т.к. внутренней возмущающей планеты — Вулкана, идею которой предложил Леверье, так и не нашли).
Тогда же в 1916 г. К. Шварцшильд получил первое точное решение мировых уравнений Эйнштейна, которые связывают геометрические свойства, или метрику, четырехмерного искривленного пространства-времени со свойствами заключенной в нем материи.
Поскольку тяготение распространялось и на свет как поток фотонов, то из ОТО следовало, что луч света, проходя вблизи звезды, искривляющей пространство, должен сам искривляться в направлении этой звезды. Такой эффект действительно был обнаружен впервые во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 г. А.С. Эддингтоном и Ф.У. Дайсоном. Это было первое прямое подтверждение новой теории тяготения, в дальнейшем укрепленное при аналогичных наблюдениях, например во время затмения в июле 1936 г. (русским астрономом, впоследствии академиком А.А. Михайловым).
Таким образом, физика, зарождавшаяся некогда как «космофизика», вновь возвращалась к своим космическим масштабам. Действительно, только на явлениях таких масштабов могли быть проверены сначала следствия новых физических теорий СТО и ОТО.
В свою очередь ОТО стала фундаментом для выявления новых свойств и закономерностей Вселенной в самых крупных масштабах и для создания новой, релятивистской космологии и космологической картины мира.
3. Космологические следствия общей теории относительности: от стационарной замкнутой вселенной Эйнштейна к нестационарной вселенной Фридмана—Леметра—Гамова
3.1. Вселенная Эйнштейна
Решение мировых уравнений ОТО позволяет в принципе построить математическую модель Вселенной. Первую такую попытку предпринял сам Эйнштейн в 1917 г. Считая радиус кривизны пространства постоянным, т.е. исходя из представлений о стационарности Вселенной в целом во времени (что казалось наиболее разумным с философской точки зрения), он пришел к заключению, что Вселенная должна быть пространственно конечной, хотя и бесконечной во времени (вечной) и построил новую — первую не наглядную — модель Вселенной: в форме четырехмерного цилиндра.
В этом решении уже изначально было заложено предопределяющее его утверждение — постулат, наподобие принципа неподвижности Земли в древнейших космологических картинах мира. Но теперь это был принцип стационарности Вселенной — мировоззренческое утверждение, квинтэссенция многотысячелетнего философского осмысления самого понятия «Вселенная» как всего сущего, как всей мыслимой совокупности материи. (Именно это, напомним, по отношению ко всей Вселенной утверждал впервые Аристотель — неизменность всей материальной Вселенной как целого.)
Но приняв этот постулат, Эйнштейн первым столкнулся с проявлением «строптивости» своей новой обобщенной теории гравитации (ОТО). Решение мировых уравнений оказалось неоднозначным и не давало однозначной стационарной модели мира, пока Эйнштейн не ввел в них некую искусственную умозрительно полученную деталь — дополнительную постоянную — «космологический член», обозначенный им как Л. При положительных значениях Л эта постоянная приобретала физический смысл поля сил отталкивания, или, как стали говорить в дальнейшем, «отрицательного давления». Эта чисто математическая модель, далекая от наглядности, но еще следовавшая «правилам приличия в общепринятой философии Космоса», не нарушавшая принципа стационарности — просуществовала без конкурентов (хотя, видимо, и без поклонников) пять лет.
Модель Эйнштейна уже совершала «маленькую» революцию (или, скорее, «контрреволюцию»!) в космологии, возродив картину пространственно конечной Вселенной, но приписав ей при этом вечность во времени. Но то, что не воспринималось физикой, обычно (как это было поначалу и с коперниковой теорией) безболезненно «проглатывалось » в математической упаковке. (Напомним, что первую модель «релятивистской» Вселенной, то есть на основе ОТО, предложил в 1916 г. К. Шварцшильд, введя сферическую геометрию пространства — для избавления космологической картины от гравитационного парадокса. Но он не ставил вопроса о конечности или бесконечности Вселенной во времени...)
3.2. Нестационарная Вселенная Фридмана. Математическая теория и картина мира.
Молодой петербургский математик и геофизик-теоретик Александр Александрович Фридман (1888—1925) первым отказался от исходного постулата о стационарности Вселенной, показав его теоретическую необоснованность. В 1922 г. он заново проанализировал сложную систему из 10 мировых уравнений ОТО и пришел к фундаментальному выводу о том, что эти уравнения ни
при каких условиях не дают однозначного решения, то есть ответа на вопрос о форме Вселенной, ее конечности или бесконечности в пространстве. Вместе с тем, захваченный новой небывалой перспективой получить, пусть не однозначный, ответ на вопрос о том, что же может представлять собой наша Вселенная с точки зрения ОТО, в рамках новых представлений о существе гравитации, Фридман предположил возможность изменения радиуса кривизны мирового пространства во времени (тем самым постулируя, а вернее, опять же возрождая еще более древнюю, доаристотелевскую идею возможности изменения Вселенной как целого).
Исходя также из постулата об однородности и изотропности Вселенной, он нашел новые, «нестационарные» частные решения уравнений ОТО — в виде трех возможных моделей нестационарной Вселенной. Каждая определялась принимаемым интервалом значений Л и знаком кривизны пространства. Две модели (с положительным Л) описывали Вселенную с монотонно растущим радиусом кривизны. Вселенная как целое оказывалась расширяющейся: в одном случае из точки, в другом — начиная с некоторого начального ненулевого объема. («Монотонный мир первого и второго рода», по Фридману.) Время расширения ее до современного состояния — до современного значения радиуса кривизны пространства Фридман условно назвал (использовав традиционную терминологию) «временем, прошедшим от сотворения мира», отметив при этом, что «это время может быть бесконечным» (!). Третья модель представляла «периодическую» Вселенную: радиус кривизны ее пространства возрастал от нуля до некоторой величины за время, которое Фридман назвал «периодом мира» (в чем уже слышится влияние древнеиндийской космологии!), а затем уменьшался опять до нуля. (Вселенная вновь сжималась в «точку»). Фридман указывал на два варианта реализации такой (как бы мы теперь сказали — «пульсирующей») модели. В зависимости от определения смысла самого понятия «совпадение событий» время существования такой Вселенной может быть конечным (от расширения из точки до сжатия обратно в точку) либо же, если считать время изменяющимся от минус бесконечности до плюс бесконечности, то, как писал Фридман (и это не очень ясно), «мы придем к действительной периодичности кривизны пространства». Плотность Вселенной у Фридмана также зависит от времени, изменяясь обратно пропорционально кубу радиуса кривизны.
Модель «стационарной Вселенной Эйнштейна», как показал Фридман, представляла собой лишь частный случай решения мировых уравнений ОТО. Таким образом, Фридман отвергал вывод Эйнштейна о том, что ОТО обязательно приводит к конечности Вселенной при любой положительной средней плотности материи в ней.
Результаты Фридмана были опубликованы в небольшой (11 страниц) статье в ведущем немецком теоретико-физическом журнале «Zeitschrift rur Physik» (1922, Bd. 10). Сначала они вызвали ответную публикацию Эйнштейна с резкой критикой их как якобы ошибочных. Но после письменных разъяснений Фридмана и главным образом в результате беседы с Эйнштейном (по просьбе Фридмана) русского физика Ю.А. Круткова (который и передал Эйнштейну письмо от Фридмана) великий преобразователь современной физики в специальной заметке в том же журнале в 1923 г. признал правоту молодого советского теоретика и назвал его результаты не только правильными, но и проливающими новый свет на проблему. В 1924 г. во второй своей статье там же Фридман рассмотрел вопрос о возможности мира с постоянной отрицательной кривизной.
Более полную и глубокую оценку вклада А. Фридмана Эйнштейн дал в 1945 г. Он писал: «Его [Фридмана] результат затем получил неожиданное подтверждение в открытом Хабблом расширении звездной системы... Последующее представляет не что иное, как изложение идеи Фридмана. ...Не вызывает поэтому никаких сомнений, что это наиболее общая схема, дающая решение космологической проблемы».
Разумеется, формирование новой релятивистской космологии этим не завершилось. Но последовавшее всестороннее и порой драматическое развитие ее, и в еще большей степени всей космологической картины мира убеждает, что имя А.А. Фридмана — по его роли в этом процессе — можно с полным основанием поставить рядом с именем Эйнштейна. Так революция Эйнштейна в физике и едва начатый им переворот в космологии получили неожиданное развитие в намного более глубокой космологической революции Фридмана. Исторически соотношение имен Фридман — Эйнштейн повторило другое великое сочетание: Кеплер — Коперник. Если Эйнштейн — это Коперник XX века, то именно Фридман, углубляя его теорию, разрушил, подобно Кеплеру, господствовавший в его время принцип классической ньютоновской космологии. Во времена Кеплера это была, как мы помним, всеобщая «одержимость округленностью»; во времена Эйнштейна и Фридмана — принцип стационарности всей наблюдаемой и мыслимой Вселенной.
В космологии Фридман не был чистым теоретиком. Получив модель «периодической Вселенной», он обращается к истории философского осмысления окружающего мира. «Невольно вспоминается, — писал Фридман в своей философской брошюре "Мир как пространство и время" (1923 г.), — сказание индусской мифологии о периодах жизни». В космологии Фридман большое значение придавал наблюдениям. «Вернейший и наиболее глубокий способ изучения, при помощи теории Эйнштейна, геометрии мира и строения нашей Вселенной состоит в применении этой теории ко всему миру и в использовании астрономических исследований... И хотя астрономические исследования не дают еще достаточно надежной базы для экспериментального изучения нашей Вселенной ...наши потомки, без сомнения, узнают характер Вселенной, в которой мы обречены жить...» — пророчески писал Фридман в той же брошюре.
3.3. О различии понятия «Вселенной» у Эйнштейна и у Фридмана.
В своих космологических построениях Фридман особое внимание обращал на взаимоотношение астрономии и философии. Обычно космологическую теорию Фридмана принято относить ко всей мыслимой Вселенной. Но так ли это
понимал сам ее автор? В упоминавшейся уже брошюре Фридман поднимает проблему определения самого понятия «Вселенной». (Здесь его непосредственным продолжателем во второй половине XX в. стал едва ли не самый глубокий российский космолог — московский ученый А.Л. Зельманов, 1913—1987). Фридман различал измеримый, наблюдаемый мир — вселенную естествоиспытателя и несравненно более широкий по смыслу мир — вселенную философа. Он подчеркивал, что принцип относительности (речь шла об ОТО) и, следовательно, все построенные на нем космологические схемы, модели Вселенной, могут иметь отношение лишь к этому наблюдаемому, «измеримому» миру естествоиспытателя, тогда как для философа все эти космологические схемы, как и сам принцип относительности, не более чем гипотетические построения вроде космогонических гипотез. Вряд ли кто во всей истории интеллектуального развития человечества поднимал на такую недосягаемую высоту философию! В свое время она формировалась как великий синтез опыта и умозрения в осмыслении мира, и действительно показала способность проникать дальше и глубже слабых — глаза, руки и даже прибора, а в эпоху большевистской диктатуры в нашей стране была низведена до уровня бесправной невольницы в ханском гареме... Вместе с тем Фридман был убежден, что и на само развитие идей современных философов неизбежно окажет влияние «грандиозный и смелый размах мысли, характеризующий общие концепции и идеи принципа относительности, затрагивающие такие объекты, как пространство и время». Таким образом, Фридман различал «время» как физическую величину и как философскую категорию. Эти глубокие философские размышления Фридмана в космологии в высшей степени созвучны нашему времени, когда после длительной «очарованности» образом единой, единственно существующей расширяющейся Вселенной (Метагалактики) космология вновь выходит на просторы изучения реального необъятного, качественно неисчерпаемого мира.
Но вся история релятивистской космологии разворачивалась уже без А. Фридмана: не дожив до 38 лет, не дождавшись признания космологов-астрономов, для которых он был чистым математиком, А. А. Фридман скончался в сентябре 1925 г. от тифа. Между тем уже при его жизни были открыты загадочные факты и закономерности, которым как раз недоставало для их понимания математической теории расширяющейся Вселенной Фридмана.
3.4. Загадка больших скоростей спиралей и первое наблюдательное подтверждение теории расширяющейся Вселенной. В.М. Слайфер, В. де Ситтер, Э. Хаббл. В 1912—1915 гг. американский астроном-наблюдатель Весто Мелвин Слайфер (1875—1969) на Ловелловской обсерватории первым стал измерять лучевые скорости спиральных туманностей и обратил внимание на их значительные величины по сравнению со скоростями звезд (до 1100 км/с против десятков км/с у звезд). Вскоре обратили внимание на преобладание среди них скоростей удаления — туманности как бы разбегались от нас (В. де Ситтер, В. Слайфер, 1917). В наблюдениях этот эффект «разбегания» проявился впервые при исследованиях (начатых в 1916 г.) движения Солнца относительно совокупности млечных туманностей. В соответствующее кинематическое уравнение, взятое из звездной астрономии и связывающее скорость движения Солнца в пространстве и лучевую скорость, но теперь уже не звезды, а каждой туманности, вошел некий К-член, имеющий смысл дополнительной относительной скорости Солнца и данной туманности. Вычисленная по совокупности туманностей его значительная величина (в сотни км/с) и положительный знак и показали, что туманности как бы разбегаются от Солнца. Этот К-член и был поначалу назван «красным смещением» (немецким астрономом К. Виртцем, 1921), а в целом эту дополнительную скорость Солнца, или, что то же самое, — скорость движения относительно Солнца всей совокупности туманностей стали называть «скоростью Вселенной».
Выяснить, не зависит ли К-член от расстояния до туманностей, пытались в 1916—1928 гг. многие наблюдатели и теоретики (Паддок, Виртц, К. Лундмарк, Г. Стрёмгрен и др.). Ведь уже к началу 20-х гг. XX в. лучевые скорости были измерены Слайфером у десятков спиралей. Но из-за неточности оценок расстояний до туманностей и отсутствия сведений для достаточно далеких из них (у близких наблюдается больший разнобой, например М31, напротив, со скоростью 300 км/с приближается к нам!) результаты оказывались неуверенными или даже отрицательными (у Стрёмгрена, 1925).
В этот же период, в 1916—1917 гг., голландский астроном Биллем де Ситтер (1872—1934) первым рассмотрел астрономические следствия ОТО. Он построил на этом основании несколько оригинальных релятивистских моделей Вселенной. В одной пространство предполагалось плоским, но с растущим масштабом (пропорционально е, иначе в такой модели искривленным оказывалось не пространство, а весь континуум «пространство—время»). В другой, получившей наибольшую известность (1917), де Ситтер теоретически вывел эффект взаимного удаления туманностей — как ожидаемое преобладание сил «гравитационного отталкивания вакуума» (в этом был физический смысл положительного космологического члена Л) над обычными силами гравитации, ввиду крайне малой плотности материи во Вселенной.(Напомним, что сам Эйнштейн ввел космологический член как раз для уравновешивания гравитации и обеспечения постулированной им стационарности Вселенной! Не напоминает ли гипотеза де Ситтера действия Ньютона, объяснившего возможность самого формирования звезд малым нарушением равновесия разнонаправленных и бесконечных сил тяготения, действующих на каждую частицу материи в первоначальной Вселенной?)..
Эта модель известна как «модель пустой вселенной де Ситтера». Под впечатлением этой теории А. Эддингтон, который также одним из первых отметил преобладание красных смещений в спектрах спиралей, назвал этот эффект «эффектом де Ситтера».
В 1923 г. немецкий математик Г. Вейль, исходя из теории де Ситтера, а также из принципа однородности и изотропности Вселенной, без труда показал, что относительные скорости взаимных удалений млечных туманностей, даже при совершенно равномерном расширении Вселенной, должны расти пропорционально их взаимным расстояниям.
Возможно, не без влияния этих идей и расчетов (по крайней мере, зная об идеях де Ситтера) Э.П. Хаббл (1889-1953) в 1920-е гг. на Маунт-Вилсон занялся анализом лучевых скоростей галактик и привлек к этому другого сотрудника обсерватории, талантливого наблюдателя М. Хьюмасона (1891—1972), мастера астроспектрофотографии и фотографического измерения лучевых скоростей звезд и туманностей. Хаббл получал прямые снимки туманностей и определял расстояния до них (по цефеидам, по «новым», по ярчайшим звездам, по суммарной светимости галактик).
Предприятие требовало огромной предварительной исследовательской работы — по выявлению достаточной однородности, сопоставимости характеристик самих туманностей, сходства их объектов (цефеид, ярчайших звезд) с аналогичными в нашей Галактике.
Сравнение конкретных лучевых скоростей и расстояний показало Хабблу, что у более далеких туманностей они больше и что таким образом в кинематическом уравнении движения Солнца относительно туманностей К-член, или «скорость Вселенной», также растет с ростом расстояния, и эту пропорциональную зависимость предложил условно записывать в виде: Кг.
Конкретный вид зависимости «скорости Вселенной» от расстояния между Солнцем и туманностями Хаббл впервые определил по 24 галактикам с измеренными расстояниями и по 22, расстояния до которых были оценены им по их суммарным звездным величинам. Эти галактики располагались не далее, чем в 70 млн. св. лет от нас, и красное смещение в их спектрах не превышало десятых долей процента от длины волны. (Они располагались не далее скопления галактик в Деве, так что параметр красного смещения в них «z = v/c» составлял лишь десятые доли процента).
Тем не менее Хаббл уловил определенную закономерность. К1929 г. он уже уверенно показал, что лучевые скорости (v) растут прямо пропорционально г: v = Кг, и оценил значение К = 500—530 км/(сек х Мпк ). В январе 1929 г. Хаббл сдал в печать, в Труды Национальной академии наук США статью (на 6 страницах) с этими результатами: «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей» (статья вышла в марте). Но уже в феврале, узнав об открытии Хаббла, американский физик-теоретик Р. 1 олмэн, работавший в области новой, релятивистской космологии, предложил назвать постоянную «К» в новом законе «красного смещения» именем Хаббла и обозначать ее через «Н»: v = Нг.
Далее была проведена огромная работа по проверке закона. К 1931 г. Хаббл и Хьюмасон доказали его для расстояний в 18 раз больших, чем при его открытии. К1935—36 гг. закон расширения Вселенной был подтвержден и для изолированных галактик, и для их скоплений, вплоть до самых далеких доступных 100" телескопу (до 18 зв. вел. и с лучевыми скоростями до 42 тыс. км/с). В1950—51 гг. уже с помощью 200" рефлектора действие закона Хаббла было доказано для лучевых скоростей в 61 000 км/с. В этой работе по обоснованию и «распространению» действия закона Хаббла принимали участие известные наблюдатели В. Бааде, Н. Мейолл, А. Сэндидж и др. и целый ряд крупных обсерваторий. В настоящее время его действие, подтвержденное и в радиодиапазоне, проверено и подтверждено до расстояний свыше 10 млрд. св. лет (по радиоисточникам и квазарам), то есть практически до «границы» (горизонта видимости) нашей Вселенной, оцениваемой в настоящее время в 14,7 млрд. св. лет. Постоянная Хаббла является одной из фундаментальных космологических постоянных. В результате неоднократных уточнений ее значение принимается в настоящее время равным примерно 75 км/(с х Мпк).
На первых порах утверждения закона Хаббла высказывались предложения и о другом истолковании эффекта красного смещения. Ф. Цвикки в 1931 г. высказал идею «старения» квантов на пути от далеких галактик к наблюдателю. Эта гипотеза подействовала сначала и на Хаббла, а затем неоднократно возрождалась в 60-е и даже в 90-е гг. XX в. (например, известным физиком и радиоастрономом B.C. Троицким, см.: Земля и Вселенная, 1995, № 2).
3.5. Проблема возраста Вселенной и ее разрешение
Большое смятение в умах вызвало вначале осознание того, что величина, обратная постоянной Хаббла (1/Н), означает не что иное, как время расширения Вселенной, ее возраст, то есть закон Хаббла свидетельствует о конечности Вселенной во времени (!), а не только в пространстве. Первым эту проблему затронул А. Фридман в 1922 г. Свою первую статью по космологии он закончил хотя и чисто иллюстративным, но, тем не менее, провидческим подсчетом: если положить Л = 0 и общую массу Вселенной близкой по порядку величины к массе Метагалактики, то «период мира» будет исчисляться величиной порядка 10 млрд. лет. Более детально вопрос о «возрасте» и о «начале» Вселенной он обсуждает в брошюре 1923 г. «Мир как пространство и время»: «Является возможность также говорить о "сотворении мира из ничего", но все это пока должно рассматриваться как курьезные факты, не могущие быть солидно подтвержденными недостаточным астрономическим экспериментальным материалом. ...Бесполезно, — продолжает он, — за отсутствием надежных астрономических данных приводить какие-либо цифры, характеризующие "жизни" переменной Вселенной» (имеется в виду аналогия с древнеиндийскими «циклами жизни»). И все же Фридман-естествоиспытатель не удерживается от некой прикидки и доводит свои рассуждения до числа: «Если все же начать подсчитывать, для курьеза, время, прошедшее с момента, когда Вселенная создавалась из точки, до теперешнего ее состояния, начать определять, следовательно, время, прошедшее от создания мира, то получатся числа в десятки миллиардов наших обычных лет».
Вывод о «начале» Вселенной следовал, как мы видели, и из эффекта красного смещения при его истолковании на основе принципа Доплера. Это осознал (еще по данным Слайфера и до опубликования закона Хаббла) бельгийский астроном аббат Жорж Леметр (1884—1966), который в конце 1920-х гг. именно так истолковал наблюдаемый эффект в спектрах галактик и развил свою гипотезу рождения Вселенной. Закон Хаббла давал в принципе ответ и на вопрос, когда это произошло: (1/Н) лет тому назад.
Релятивистская космология сначала распространила вновь открытые космологические закономерности на всю мыслимую материальную Вселенную. Поэтому вывод о возможности ее начала во времени, казалось, вел к полному перевороту и отрицанию веками и тысячелетиями складывавшегося представления о вечности Вселенной (отождествлявшейся со всей существующей материей вообще). Все это настораживало философов-материалистов и многих астрономов. В 1930-е гг. разгорелись острые дискуссии о смысле эффекта красного смещения, а затем и об оценке «возраста» Вселенной, и о «космологической шкале времени».
Дело в том, что первоначальная оценка коэффициента самим Хабблом в открытом им законе приводила к невероятно малому времени существования Вселенной — всего около 2 млрд. лет! — Это было меньше возраста Земли! А тем более звезд — возраст их оценивался по господствовавшей тогда «длинной космологической шкале времени» Джннса в 10 —10 лет.
Вместе с тем попытки объяснить эффект красного смещения не доплеровским эффектом, а, например, потерей фотонами энергии на пути от далеких галактик или же приписать его действию сильных полей тяготения в Космосе (гравитационное красное смещение) также не имели успеха. В первом случае величина смещения зависела бы от длины волны, чего нет; во втором величина эффекта для всех известных тогда объектов (вплоть до белых карликов) была бы существенно меньше наблюдаемой.
Делались попытки «спасти» идею стационарности Вселенной без отрицания ее расширения в целом. В 1948 г. английские космологи Ф. Хойл, X. Бонди и Т. Голд, а также немецкий физик П. Иордан выдвинули и математически разработали идею, согласно которой вместо ушедших из данного объема пространства галактик непрерывно возникают новые как бы «из ничего» (вернее, как полагали авторы идеи, — из некой неизвестной формы материи — «С-поля»), так что средняя плотность материи во Вселенной сохраняется и Вселенная оказывается «стационарной». Но и это объяснение вошло в противоречие с новыми наблюдениями.
Открытие Хабблом расширения всей наблюдаемой Вселенной и подтверждение в дальнейшем этого закона во всех волновых диапазонах приема информации завершило начатую Фридманом революционную смену космологической картины мира. В космологии надолго утвердился, став как бы «неоклассическим», релятивистский образ Вселенной — как нестационарной, развивающейся в целом единой и единственно существующей, всеохватывающей материальной системы (неразрывной совокупности материи, пространства и времени)!
3.6. Неоклассическая релятивистская космологическая картина мира. Новый «абсолютизм» и перспективы.
И все же, несмотря на успехи и теоретической, и наблюдательной космологии (а расширение Вселенной зафиксировано уже на расстояниях, близких к теоретическим размерам «Вселенной Фридмана»), вся история знаний настораживала и заставляла многих сомневаться в правомерности этой новой безграничной экстраполяции опыта — распространения законов наблюдаемой Вселенной на весь мыслимый материальный мир. Господствовавшее среди космологов-релятивистов (вплоть до начала 80-х гг. XX в.!) представление о единственности и всеохватности наблюдаемой расширяющейся Вселенной — Метагалактики невольно напоминало многократно «утверждавшиеся» подобные представления и заявления в прошлом: о единственности Земли со светилами вокруг нее; Солнечной системы, ограниченной сферой звезд; или нашей звездной системы — Галактики...
Тем временем в ходе космологических дискуссий постепенно уточнялись сами фундаментальные понятия: конечность и бесконечность Вселенной, ее ограниченность или безграничность. Осознавалась неоднозначность таких понятий, как «вся Вселенная» и «Вселенная в целом». Большой вклад в выяснение, уточнение этих понятий внес советский космолог Абрам Леонидович Зельманов (1913—1987). Наконец, была осознана неправомерность отождествления понятий «Вселенная» вообще и «наша наблюдаемая Вселенная» или даже вообще доступная нам (в будущем) Вселенная.
Заметим в заключение, что сами творцы релятивистской космологической теории и картины мира — теоретики и наблюдатели, а именно Фридман и Хаббл, вполне осознавали «частный», локальный характер законов и общей картины релятивистской космологии. Фридман, как мы видели, четко различал наблюдаемый, измеримый мир астронома и обобщенное философское представление о «всей Вселенной» и относил космологические релятивистские закономерности только к миру измеримому! Хаббл, в свою очередь, в 1931 г. в совместной с Хьюмасоном статье писал: «Зависимость скорость-расстояние представляется общей характеристикой наблюдаемой области пространства». Но в третьей четверти XX в. эта здравая мысль лишь изредка пробивалась сквозь уже наросшую кору новых традиций.
Чуть ли не единственным выдающимся космологом, развивавшим (на базе ОТО) идею бесконечности Вселенной, в этот период оказался А.Л. Зельманов. В его модели («вселенная Зельманова») Мир представлялся соответствующим совокупности бесчисленного множества различных конечных и бесконечных решений уравнений будущей (I) «Единой физической теории», гипотетической тогда (как все еще и теперь!) наследницы ОТО. Не поддался гипнозу почти «всеобщего согласия» релятивистов-классиков и наш выдающийся физик и космогонист Л.Э. Гуревич, выдвинувший свой оригинальный вариант версии бесконечной Вселенной. Насколько высок был соответствующий психологический барьер, показывает пример еще одного известного теоретика И.Л. Розенталя, который позже сожалел, что так и не решился публично высказать свою также неортодоксальную позицию в проблеме...
Но в последней четверти XX в. было, наконец, осознано и обосновано теоретически, что чуть не полвека господствовавшая, казалось, универсальнейшая релятивистская космологическая картина отражает свойства лишь малой части материального мира — свойства нашей Метагалактики.
Но, как уже говорилось, и в наши дни делаются попытки подвергнуть сомнению факт расширения даже «нашей Вселенной» — Метагалактики и вновь объяснить красное смещение гравитационными эффектами. Отзвуки тенденции «стабилизировать» даже эту «малую вселенную» еще не совсем заглохли. Призрак конечной, хотя и релятивистской «вселенной Эйнштейна» все еще бродит по Метагалактике...
Глава 30. Изменение картины Вселенной во второй половине XX в.
1. Рождение радиоастрономии.
До третьего десятилетия XX в. астрономическая картина мира формировалась, опираясь исключительно на наблюдения в оптическом диапазоне спектра. Характерными чертами ее были представления о комической материи главным образом в виде звезд с «примесью», казалось, второстепенной диффузной газопылевой материи. Основные наблюдаемые явления объяснялись действием гравитации, ядерными и атомными процессами на базе новой физики: теории относительности и квантовой механики. Но как и ранее, все излучение мыслилось по своей природе тепловым, а процессы в Космосе установившимися, устойчивыми. Все объекты во Вселенной, хотя и считались в принципе эволюционирующими, но процесс этот предполагался чрезвычайно медленным. Взрывы — в виде новых и сверхновых звезд — представлялись если не случайными, то редкими событиями. Открытие в 1920-х гг. глобальной нестационарности (расширения) Вселенной не изменило представлений о «локально спокойной» космогонической картине мира.
1930—40-е гг. буквально взорвали эту картину, приоткрыв астрономам совершенно необычную, новую и бурную вселенную — радиовселенную.
Первый радиосигнал — непрерывный, идущий из Космоса свистящий шум, источник которого угадывался или в центральной области Галактики, или в районе созвездия Геркулеса — был принят в 1931 г. и осознан именно как космический американским радиоинженером Карлом Янским (1905—1950). Однако это эпохальное событие прошло почти незамеченным. На него откликнулся лишь другой американский радиоинженер Г. Ребер. Его можно с полным основанием назвать Галилеем радиоастрономии: в 1937 г. Ребер построил первый в мире радиотелескоп (с параболической антенной-«зеркалом») и начал с ним систематическое наблюдение неба.
По настоящему, как самостоятельная область радиоастрономия сформировалась в 1940-е гг. на базе военных радарных установок. Таким образом и на этом этапе главную роль в ней играли радиоинженеры, быстро входившие, однако, в проблемы Космоса и становившиеся пионерами радиоастрономии. Лишь немногие астрономы-специалисты поняли тогда — в первые послевоенные годы — все значение зарождающейся новой области науки о Космосе, которая буквально распахнула окно в неведомый мир! Такими первыми астрономами — энтузиастами новорожденной радиоастрономии были голландец Ян Оорт, советский физик и астрофизик-теоретик Иосиф Самуилович Шкловский и американцы Дж. Гринстейн и Отто Струве (последний представитель славной пулковской династии).
2. Открытие радиовселенной
Между тем уже первые наблюдения Ребера открыли неизвестную прежде «радиовселенную»: яркие звезды в ней «молчали»; радиоизлучение, имевшее непрерывный спектр, шло в основном из области Млечного Пути, т.е. «сигналила» — излучала диффузная материя.
В период 1940-х — начала 1950-х гг. было сделано новое фундаментальное открытие: молодой голландский радиоастроном ван де Хюлст предсказал, И.С. Шкловский теоретически рассчитал и американцы Юэн и Парселл в 1951 г. обнаружили в наблюдениях первую и главную (как выяснилось) линию радиоспектра — 21 см (запрещенная линия нейтрального водорода). Это впервые позволило начать детальные исследования спиральной структуры Галактики и ее центральной области.
Еще более неожиданным открытием стало обнаружение радиоизлучения новой, нетепловой природы. Его механизм — радиоизлучение электронов при торможении их в магнитных полях, отчего появилось его первое название «магнитотормозное», в дальнейшем замененное, на наш взгляд, менее удачным «синхротронное» (поскольку оно наблюдалось и в ускорителях частиц — синхротронах). Оно имело непрерывный спектр, но совершенно необычное распределение в нем энергии.
Такое радиоизлучение шло от так называемых дискретных радиоисточников, открытых еще в 1946—1949 гг. английскими и австралийскими радиоастрономами. Природа этих радиоисточников, — обозначенных как «Лебедь-А», «Кассиопея-А» и «Телец-А», долгое время оставалась загадочной. Первые два из них из-за быстрой стохастической переменности их радиояркости были приняты сначала за близкие (ближе всех звезд) объекты и названы «радиозвездами». Но с отдельной «звездой» вскоре был отождествлен как раз третий из них: Телец-А совпал с остатком от взрыва знаменитой сверхновой 1054 г. — Крабовидной туманностью (Ml). Радиоисточники Лебедь-А, а также Дева-А и Центавр-А оказались радиогалактикамиг названными так потому, что они излучают в радиодиапазоне в сотни раз больше энергии, чем обычные галактики. Но и в оптическом диапазоне они имели столь необычный вид, такую сложную, непривычную для одиночных галактик структуру, что поначалу были приняты за пары сталкивающихся галактик.
Были открыты дискретные радиоисточники и в Солнечной системе, составившие их третий тип: это атмосферы некоторых планет и кометы.
В последующие годы радиоастрономия преподнесла новые сюрпризы. С 1960 г. были известны удивительные почти точечные оптические источники с сильным радиоизлучением, отчего их назвали «квазизвездными радиоисточниками» (квазары). В оптике они напоминали чрезвычайно горячие голубые звезды, но с совершенно неизвестными линиями в спектре. Природа их оставалась полной загадкой, пока в 1963 г. молодой голландский астроном, работавший в США, Мартин Шмидт не установил, что странные линии в их спектрах принадлежат обычным элементам, но чудовищно (в рамках представлений того времени) сдвинуты в красную область. При доплеровской природе сдвига эти «звезды» должны были удаляться от нас со скоростями около 50 тыс. км/с! Квазары тогда оказывались самыми мощными из открытых источниками энергии во Вселенной. Типичный квазар излучает, как добрая галактика, а то и сотня их! У них были обнаружены и признаки явной нестационарности: переменность блеска и выбросы вещества с огромными скоростями. Квазары поставили перед астрономами новую и еще не до конца решенную проблему — их природы и источника их чудовищной энергии.
Другим сюрпризом стало открытие в 1967 г. кембриджской аспиранткой Дж, Белл из группы радиоастронома Хьюиша источников с фантастически быстрой и не менее фантастически правильной переменностью. Их даже зашифровали сначала как «сигналы маленьких зеленых человечков» — допускался их искусственный характер! Это были пульсары. За открытие их Хьюиш (но не Белл...) получил Нобелевскую премию (остряки радиоастрономы назвали ее «Не-белловской»...) Позднее было установлено, что это впервые обнаруженные сверхплотные звезды — нейтронные, остатки взрыва сверхновых звезд. Их существование было предсказано в 1930-е гг. Л.Д. Ландау, В. Бааде и Ф. Цвикки.
С 1960-х гг. картина Вселенной стала быстро пополняться и другими экзотическими радиообъектами. Среди них космические «мазеры» — сгустки диффузной материи в газо-пылевых облаках, окружающих молодые или даже формирующиеся звезды, а то и протопланетные газопылевые диски. В начале 1970-х были открыты четверть века затем загадочные у-всплески. Лишь на исходе тысячелетия удалось понять, что это такой колоссальной мощности взрывы в удаленных галактиках, перед которыми квазары выглядят просто светлячками... Возможно, в максимуме блеска светимость у-всплеска больше, чем у 10 тысяч квазаров, известных в Метагалактике, вместе взятых! А то и сравнима с суммарной светимостью всей Метагалактики... Природа их до сих пор не объяснена. Одна из наиболее модных гипотез — слияние двух нейтронных звезд. А то и что-то куда более нетривиальное!.. Таким образом, открытие мазеров, пульсаров и г-всплесков, возможно, впервые позволило увидеть начальные и конечные этапы жизни звезды.
1. Гипотеза «Большого взрыва». От Леметра до Гамова
В 1927 г. Жорж Леметр (в то время недавний студент Эддинггона) независимо от Фридмана выдвинул свою гипотезу возникновения Вселенной и ее дальнейшего расширения из «точки». (За ней закрепилось на некоторое время название «атома-отца», хотя сам Леметр избегал этого образа и вообще теологической трактовки своей теории. (Между тем, и в наши дни церковь трактует теорию Леметра именно в религиозном смысле, приписывая ему упомянутый образ. См. упоминавшуюся выше брошюру «Апологетика» прот. Заньковского.
Процесс возникновения Вселенной Леметр представил в форме Большого Взрыва. Он первым попытался «нащупать» и его наблюдаемые следы. Леметр допускал, что таким отголоском могли быть космические лучи (открытые в 1912 г. В. Гессом и В. Кольхерстером). Однако гипотеза Леметра была «услышана» астрономами только после его выступления в 1933 г., когда он предложил новый вариант концепции расширения Вселенной — из плотного сгустка материи конечных, но очень малых размеров.
Не обошлось без попыток использовать новую концепцию в целях пропаганды идеи творения мира Богом. Это вызвало сначала резко отрицательное отношение к самой концепции со стороны ряда философов и астрономов.
В то же время новая теория впечатляюще соответствовала наблюдениям и общей релятивистской физической картине мира. Поэтому она привлекла внимание физиков и астрономов, развивавших астрономические следствия ОТО.
Формирование более конкретной, физической космолого-космогонической теории возникновения и эволюции Вселенной связано в первую очередь с именем Джорджа (Георгия Антоновича) Гамова (1904—1968), одного из самых выдающихся физиков-теоретиков XX в. Американец русского происхождения, Дж. Гамов был специалистом в атомной и ядерной физике; внес фундаментальный вклад в астрофизику, а также в генетику. Одним из первых он применил успехи ядерной физики, в том числе собственные результаты, для решения проблемы источников внутризвездной энергии и для развития теории эволюции звезд. В значительной степени под его влиянием Ганс Бете создал свою теорию азотно-углеродного цикла ядерных реакций как источника энергии звезд. В свою очередь Гамов построил на этой основе первую ядерную теорию звездной эволюции (1937—1940). В 1939 г. он предложил нейтринную теорию взрыва сверхновых; в 1942 г. построил детальную теорию эволюции красных гигантов. Согласно теории Гамова, предложенной им впервые в 1946 г., вся современная наблюдаемая Вселенная представляет собой результат катастрофически быстрого расширения и разлета материи из некого начальною сверхплотного состояния, недоступного для описания в рамках современной теоретической физики. Этот процесс рождения Вселенной получил наименование Большого Взрыва, но позднее был осознан скорее как Большой Удар или даже скорее Большой Хлопок (Big Bang). (В настоящее время этот начальный разлет материи понимается как происходивший без начального перепада давления в среде, и потому он не был «взрывом в обычном смысле» (такое уточнение внес Я.Б. Зельдович).
Начавшееся при этом расширение материи — сначала в форме неразделимой из-за чудовищных скоростей (температуры) элементарных частиц вещества и фотонов, непрерывно переходящих друг в друга, — по мере остывания и отделения излучения от вещества разделилось на два процесса и наблюдается в наши дни. Что касается вещества, то, сформировавшись в мир звезд и галактик, оно демонстрирует расширение в виде эффекта красного смещения. Но кроме того Гамов и его сотрудники Р. Альфер и Р. Герман еще в 1948 г. предсказали, что в современной Вселенной должно наблюдаться и заполнившее ее первичное излучение. Теперь уже остывшее, оно должно, по расчетам Гамова, проявляться как тепловое изотропное радиоизлучение — с температурой около 5 К.
Однако развитию этой теории в те годы сильно препятствовало общее скептическое отношение астрофизиков к столь фантастической задаче — понять начало истории всей Вселенной в целом! С другой стороны, и радиофизики считали это не менее фантастичным — пытаться уловить столь слабый сигнал из мирового пространства, который, без сомнения, будет заглушен уже наблюдаемым радиоизлучением звезд, галактик, межзвездной среды, короче, космическим радиошумом.
2. Открытие реликтового излучения и первое наблюдательное подтверждение теории Большого Взрыва
Почти два десятилетия концепция Большого Взрыва для подавляющего числа астрономов оставалась «игрой ума» немногих физиков и космологов. И только позднее стало ясно, что более раннему решению проблемы в немалой степени помешал тот разрыв в научных контактах, который все еще существует между современными теоретиками и наблюдателями. Сыграла существенную негативную роль и чрезмерная дифференцированность современной науки, ввиду чего специалисты, работающие даже в близких областях, порой мало осведомлены о проблемах соседей.
Еще в 1941 г. канадский астрофизик Э. Мак-Келлар (1910—1960), открывший за год до этого в межзвездном пространстве молекулы СН, СН+, CN и другие, столкнулся с загадочным фактом — возбужденным состоянием молекул межзвездного циана, температура возбуждения которых составляет 2,3 К. Это могло бы послужить первым сигналом о наличии в мировом пространстве соответствующего излучения-возбудителя! Но авторы теории Большого Взрыва в 1946 г. не только не вспомнили, но, возможно, даже не слыхали об этом. И то, что такое состояние молекул CN вызвано именно реликтовым излучением, показали позднее советский астрофизик И.С. Шкловский (1916—1985) и ряд других астрономов. Более того, в 1956 г. пулковский аспирант-радиоастроном Т.А. Шмаонов зарегистрировал радиоизлучение космического фона с абсолютной эффективной температурой, «равной 3,1+3,1 К (в зените) и 3,9±4,2 К (в полярной области)», отметив, что температура излучения «не менялась существенно со временем» (то есть радиоизлучение было близким к изотропному!). Заметим, что задача была поставлена именно для «измерения эквивалентной температуры радиоизлучения фона на волне 3,2 см», для чего была сконструирована специальная аппаратура — рупорная антенна. При постановке исследования указанных выше областей неба учитывалось, что «согласно теоретическим расчетам максимальная величина температуры радиоизлучения в области зенита не должна превышать 5 К на волне 3,2 см», — писал автор этих исследований. (Вспомним, что Гамов предсказывал именно такую температуру остаточного излучения! Было ли это совпадение случайным или в Пулкове что-то знали о гипотезе Гамова, само имя которого в Советском Союзе в те годы было под запретом?.. К сожалению, прояснить это пока не удалось.)
В1957 г. Шмаонов защитил по своим результатам диссертацию, в которой сообщал, в частности, что он зарегистрировал некое фоновое радиоизлучение с температурой около 4 К (но еще с небольшой точностью ± 3 К) и доказал его космическое происхождение. Важность этого результата, несмотря на еще невысокую точность его, тогда же отметил руководитель пулковских радиоастрономов известный советский радиофизик С.Э. Хайкин (1901—1968), основоположник экспериментальной радиоастрономии в нашей стране. Тем не менее, важное открытие прошло мимо внимания других астрофизиков и космологов. (Опубликованные в русском, к тому же чисто техническом журнале результаты Шмаонова остались, конечно, неизвестны за рубежом.)
Как стало известно впоследствии, подобный «недолет» случился и с японскими радиоастрономами, которые еще в начале 1950-х гг. также фактически зарегистрировали низкотемпературное фоновое радиоизлучение из космоса, но также не обратили на это должного внимания.
В 1964 г. советские астрофизики-теоретики А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков провели расчет, впервые показавший, что на сантиметровых волнах предсказанное первичное радиоизлучение должно «забивать» все известные источники и, вопреки опасениям радиофизиков, вполне обнаружимо. Но этот важный вывод остался, очевидно, неизвестным радиоастрономам-наблюдателям!
Между тем интерес к проблеме в 1960-е гг. начал расти в связи с попытками решения другой фундаментальной проблемы — формирования химических элементов во Вселенной на ранних стадиях ее расширения. Проблема «холодного» или «горячего» начального состояния Вселенной вызывала острые дискуссии и сама становилась «горячим » дискуссионным элементом в астрономической картине мира.
В такой обстановке американский физик-космолог и радиофизик Р. Дикке с сотрудниками начал подготовку к прямой проверке концепции Большого Взрыва. Поэтому, когда в 1965 г. американские радиоинженеры А. Пензиас и Р. Вилсон (не слыхавшие о теории Гамова!) при испытании рупорной антенны
для наблюдения американского спутника «Эхо» совершенно случайно обнаружили устойчивый космический радиошум в микроволновом диапазоне (на волне 7,35 см), не зависящий от направления антенны, Дикке, узнав об этом, сразу понял, что речь идет, быть может, о самом фундаментальном открытии века — открытии остаточного первичного излучения Вселенной.
Так теория «Большого Взрыва» (Big Bang) получила — еще при жизни ее автора — первое наблюдательное подтверждение, а инженеры — Нобелевскую премию (в дальнейшем они стали видными радиоастрономами). И.С. Шкловский дал удачное имя фоновому радиоизлучению, назвав его реликтовым.
Открытие реликтового излучения стало величайшим достижением в астрономии XX в. и в значительной степени явилось результатом развития радиоастрономической техники и того, что сама научная атмосфера созрела, наконец, для его восприятия. Это открытие сделало достоверным фактом по меньшей мере то, что наша Вселенная (Метагалактика) действительно эволюционирует. Наконец, открытие реликтового излучения стало мощным стимулом для дальнейшего развития теории Большого Взрыва, или, как ее стали вскоре называть — теории горячей Вселенной.
Глава 32. Успехи наблюдательной космологии XX в. Выявление и исследование крупномасштабной структуры Вселенной.
1. Проблема однородности и структурности Вселенной Создание новых, релятивистских космологических моделей на основе ОТО (Эйнштейна, де Ситтера, Фридмана, Леметра); стремительный прогресс в развитии астрономической техники; наконец, окончательное установление внегалактической природы млечных (в большинстве спиральных) туманностей, иначе открытие наблюдаемости Вселенной и за пределами нашей Галактики — все это вновь сделало актуальной уже в 1920-е гг. старую проблему строения и структуры Вселенной в целом, за которой после работ Шарлье закрепилось новое название — Метагалактика. Хаббл в 1924 г. доказал реальность островной структуры звездной Вселенной. Теперь встала проблема изучения структуры самой этой островной Вселенной. Наблюдательное решение проблемы виделось в изучении пространственного распределения галактик.
На первых порах результаты оказались диаметрально противоположными пионерским выводам В. Гершеля (1784 г.) о существовании крупномасштабной сложной структурности мира туманностей. Глобальные обзоры неба гершелевым методом «черпков» (теперь уже не звезд, а галактик), предпринятые Хабблом в 1920—30-е гг. с помощью крупнейшего 100" рефлектора Маунт-Вилсоновской обсерватории, приносили «слишком» много информации — «утратив» достоинство (в этом случае!) гершелевых телескопов — отбирать яркие туманности (до 14 зв. вел.). В итоге картина структурности Вселенной утонула в общем поле слабых галактик: распределение их представилось равномерным, хаотическим, а Вселенная в целом бесструктурной, однородной. В свою очередь это последнее казалось как раз соответствующим новой релятивистской теории ее: поскольку космологи XX в. — и наблюдатели, и теоретики, не зная о предупреждениях Фридмана, необоснованно отождествляли обобщенную модель Вселенной в ОТО с наблюдаемой «частной», локальной Вселенной астрономов — Метагалактикой.
Несколько ранее, еще в начале 1920-х гг., английский астроном-любитель Дж. X. Рейнолдс вновь обнаружил загадочный пояс из млечных туманностей, пересекающий все небо перпендикулярно Млечному Пути. Однако проявлялся он более четко только по ярким туманностям. Переход и других астрономов к такому дифференцированному (по яркости) изучению распределения галактик привел к иной, по сравнению с их же первыми результатами, картине. Оказалось, что мир галактик, подобно миру звезд, имеет крупномасштабную структуру. Вновь была обнаружена тенденция галактик (как и некогда у Гершеля — для туманностей) к скучиванию. Они образовывали как небольшие группы-скопления (вроде нашей Местной группы галактик), так и колоссальные «метагалактические» системы-сверхскопления.
На новом этапе изучения распределения галактик, в 1930-е гг. XX в., наиболее существенный вклад в подготовку повторного независимого обнаружения того же «пояса» галактик сделал X. Шепли. По ярким галактикам (с той же верхней граничной 14 звездной величиной, что и у Гершеля) он и его сотрудница Аделаида Эймз в 1932 г., а затем его ученик К. Сейферт обнаружили, что известное уже к тому времени скопление галактик в Деве продолжается, с одной стороны, в Центавре, а с другой — в Волосах Вероники и Гончих Псах. Позднее, в 1951 г., Шепли нашел дальнейшее продолжение этого пояса галактик в Большой Медведице. Таким образом, вновь восстанавливалась и подтверждалась наблюдениями картина, некогда подмеченная В. Гершелем.
Наконец, в 1953—1956 гг. существование этого сверхскопления галактик более четко выявил французский астроном Жерар де Вокулер (работавший в Австралии, затем — в США) на основании изучения каталога ярких галактик Шепли—Эймз и использовав уже полученые ими данные о распределении таких галактик. Экваториальная область этой сверхсистемы в точности совпала с «пластом Волос Вероники» (открытым за 169 лет до этого В. Гершелем, что в дальнейшем было забыто. (Кстати, Ж. де Вокулер в 1980 г. был награжден медалью им. Вильяма Гершеля от Лондонского королевского астрономического общества, но вне связи с тем, что он стал продолжателем великого астронома в этом смысле. К сожалению, в англоязычной литературе об этом открытии В. Гершеля до сих пор мало кто знает, включая Вокулера. Сам де Вокулер ссылается в своих публикациях только на Дж.Х. Рейнолдса.)
2. Возрождение иерархической концепции на внегалактическом уровне Ж. де Вокулер выявил в распределении ярких галактик именно полосу их явно повышенной видимой плотности, проходящую поперек Млечного Пути и окружающую все небо. Он интерпретировал картину сначала в рамках иерархической концепции строения Вселенной, представив эту полосу экваториальной частью сильно уплощенной сверхсистемы галактик. Он даже допустил на этом
основании, что она может быть вращающейся. И хотя сам де Вокулер назвал ее Местным (Локальным) сверхскоплением, в астрономическую литературу и картину мира она вошла в 1950-е гг. как «Сверхгалактика Вокулера». Между прочим, работам Вокулера об открытии им Сверхгалактики непосредственно предшествовали публикации по этой проблеме Веры Купер-Рубин (США), результаты которой он использовал, а также советского астронома К.Ф. Огородникова (1900—1985). Оба эти исследователя независимо делали выводы о существовании сверхгалактической системы по динамическим признакам, якобы свидетельствовавшим о ее вращении. Но эту сверхсистему они отождествляли со всей Метагалактикой. В связи с этим напрашивается мысль о неслучайности такой особенности в восприятии мира человеком: масштабы и значение того, что становится доступным непосредственному измерению, преувеличиваются и, напротив, далекое преуменьшается (своего рода проявление закона перспективы). Так, Гершель вначале переоценил относительные масштабы впервые измеренного им Млечного Пути, приравняв к нему в 1784 г. целое сверхскопление туманностей — «пласт Волос Вероники». Спустя полтора века Шепли, неимоверно раздвинувший границы Галактики, повторил почти буквально ту же ошибку. Он писал в 1930 г.: «Наша галактическая система... скорее представляет собой сверхгалактику — сплюснутую систему типичных галактик. Таким образом, по массе и населенности галактическую систему надо сравнивать со скоплением ярких галактик в созвездиях Волос Вероники — Дева, а не с отдельными его членами» (цит. по: Струве, Зебергс, 1968, с. 475) . Аналогично в 1930 г. Р. Трюмплер воспринимал нашу «звездную систему Млечного Пути», отдельно систему шаровых скоплений, а также Большое и Малое Магеллановы Облака — как единое «сверхскопление внегалактических объектов».
Влияние иерархических представлений сказалось и на идеях, выдвигавшихся в первой половине XX в. другими крупными астрономами. Так, американский астроном (швейцарского происхождения) Фриц Цвикки (1898—1974) еще в 1938 г. предположил, что вся наша Местная группа галактик является членом некоторой более крупной системы их. Де Вокулер в 1956 г. также писал, что «большинство, если не все, галактики мыслятся как принадлежащие к большому числу сверхсистем... правильных скоплений и неправильной формы облаков, начиная от маленьких плотных групп... до огромных объединений туманностей в несколько десятков мегапарсеков в поперечнике...». Поперечник Местного сверхскопления он оценил в 30—40 Мпк, а расстояние от нас ее центральной части — огромного скопления галактик в созвездии Девы (ср. об этом у Дж. Гершеля в 1847 г.!) — в 10—13 Мпк (по современным данным, около 20 Мпк).
3. Новый этап изучения крупномасштабной структуры Вселенной. Открытие принципиального различия между скоплениями и сверхскоплениями галактик.
К концу XX в. было выявлено множество новых сверхскоплений галактик. Тенденцию к скапливанию показали и радиогалактики. Таким образом, идея крупномасштабной структурности Вселенной, выдвинутая впервые на основе наблюдений Гершелем в конце XVIII в., в наши дни перешла из ранга элементов картины мира в ранг достоверных научных знаний.
Вместе с тем уже на уровне скоплений галактик картина структурности Вселенной оказалась весьма далекой от классических представлений об иерархичности Вселенной у Канта и Ламберта. Скопления не имели правильной и уплощенной формы «сверхгалактик», не показывали признаков вращения. Экстраполяция на «всю Вселенную» образца солнечной системы, а затем и спирально-эллиптических звездных систем — галактик оказалась неправомерной.
Скопления галактик напоминали, скорее, «рои мошек». Вместе с тем наблюдения показывали, что они могут быть последним этапом формирования иерархической структуры в Космосе в том смысле, что, как и звезды в галактиках, галактики в скоплениях также объединены гравитацией. Но представление о возможности бесконечной иерархии таких гравитирующих систем и сверхсистем в наше время уступает место иной картине. Стержневой идеей ее стала выведенная из наблюдений идея крупномасштабной структурности Вселенной, хотя и с постепенным усложнением систем, но не чисто иерархического типа.
Наиболее крупным (по идее Цвикки) элементом структуры представляются сверхскопления галактик, включающие как отдельные галактики, так и их скопления. Их размеры оцениваются во многие десятки мегапарсеков. Они включают десятки тысяч членов, причем расстояния между членами уже сравнимы с их размерами. В этом последнем их главное отличие от типичных «классических» астрономических систем, где размеры членов существенно меньше взаимных расстояний. Именно это обстоятельство привело Цвикки в 1930-е гг. к идее строения Вселенной в виде «мыльной пены», где сверхскопления занимали, однако, сами ячейки — пузыри пены. Идея эта в те годы не нашла поддержки.
4.Открытие ячеисто-филаментарной крупномасштабной структуры Метагалактики и ее объяснение в новой «теории горячей Вселенной» Интерес к проблеме структурности Вселенной в целом, подкрепленный открытием реальных элементов такой структуры, стал новым стимулом к развитию теоретических моделей структурности. На этом пути произошел знаменательный синтез двух направлений изучения Вселенной, иногда пересекавшихся в истории, но развивавшихся как независимые самостоятельные области — космологии и космогонии. Во второй половине XX в. космология становится наукой не только о строении, но и развитии и даже о происхождении нашей Вселенной. Космология становится эволюционной наукой.
В борьбе идей «холодного» и «горячего» сценариев формирования Вселенной появляется все больше аргументов в пользу второй, так что сами сторонники первой начинают активно работать в этом направлении. Такой путь в космологии прошли взгляды и исследования одного из крупнейших физиков и космологов XX в. академика Якова Борисовича Зельдовича (1914—1987).
Новым этапом развития представлений о ранних стадиях эволюции Вселенной стала «теория горячей Вселенной», развитая в 1970—80-е гг. главным образом в работах Зельдовича и его московской школы космологов. Он внес фундаментальный вклад в теорию горячей Вселенной на пути дальнейшего развития и углубления теории гравитационной неустойчивости Джинса. Зельдович показал, что в ранней Вселенной, когда, однако, вещество уже отделилось от излучения, должны были возникать флуктуации плотности и вступал в действие механизм гравитационной неустойчивости. Однако она, по Зельдовичу, имела не сферический (джинсовский) характер, не стягивала первичное вещество к неким центрам (классическая картина Ньютона, развитая Джинсом), а вела к его сгущению в направлении неких поверхностей. В результате должно было происходить расслоение вещества на сравнительно тонкие, постепенно с течением времени уплотняющиеся искривленные и разнонаправленные «пласты», образно названные автором космологическими «блинами».
В 1975 г. молодые космологи-теоретики школы Зельдовича С.Ф. Шандарин и А.Д. Дорошкевич провели первый в мире численный расчет двумерной модели эволюции совокупности гравитирующих точек, распределенных в начальный момент приблизительно равномерно, лишь с небольшими местными возмущениями плотности. Они показали, что эволюция такой системы идет в направлении образования вытянутых нитеобразных (филаментарных) структур, которые, пересекаясь, создают сетчатую картину. То есть налицо было как бы сечение объемной ячеистой структуры, «мыльной пены», по образному выражению Цвикки.
В том же самом году были получены первые наблюдательные подтверждения этой теории. Американские астрономы Дж. Кинкарини и Г. Руд, проанализировав красные смещения у тысяч галактик, обнаружили, что они растут не непрерывно, а (!) ступенчато. Это показало, таким образом, существование колоссальных «пустот» — на луче зрения в Метагалактике.
В последующие годы результаты теоретических расчетов советских космологов были полностью подтверждены с более мощными компьютерами английскими и американскими космологами-теоретиками.
В 1978 г. новые подтверждающие результаты получила группа эстонских исследователей под руководством Я.Э. Эйнасто, в результате анализа большого наблюдательного материала из каталога галактик Эйбелла. Наконец, в 1981 г. тот же результат — о существовании ячеистой филаментарной крупномасштабной структуры Вселенной — получили при расчете уже трехмерной модели московские космологи той же школы Зельдовича А. Клыпин и С. Шандарин. К этому времени (в 1980 г.) группой Эйнасто была обнаружена и первая реальная деталь такой сверхструктуры — филаментарное сверхскопление в Персее.
Таким образом, в 1980-е гг. сложилась современная картина крупномасштабной структуры Вселенной в виде ячеисто-филаментарной сети, где идея «пены» Цвикки получила воплощение «с точностью до наоборот». А именно, вещество в виде галактик и их скоплений заполняет как раз тонкие «стенки», тогда как «пузыри» пены представляют собой «пустоты». Они-то и были обнаружены Кинкарини и Рудом и получили буквальное англоязычное название «войды» (т.е. «пустоты»).
Новая картина Вселенной формировалась как существенно эволюционная. Сверхскопления уже не мыслились как нечто навеки застывшее. В рамках теории гравитационной неустойчивости было показано, что стягивание почти однородно распределенного вначале вещества к некоторым поверхностям, усиливаясь и распространяясь вдоль них, приводит к взаимному пересечению этих космологических «блинов» (вспомним картину пересекающихся пластов туманностей у Гершеля!). В итоге образуется непрерывная объемная ячеистая структура, где вещество сосредоточено в стенках ячеек. Каждая «стенка» есть колоссальное уплощенное клочковатое собрание галактик и их скоплений (это один вид сверхскоплений). На пересечении же стенок формируются сверхскопления другого вида — нитевидные (филаментарные). Наконец, в узлах сетки образуются сверхскопления третьего типа, наиболее богатые. Такова общая картина структуры Вселенной — Метагалактики по данным современной эволюционной наблюдательной и теоретической космологии.
5. Современные идеи об эволюции крупномасштабной структуры Метагалактики
Неправильная клочковатая структура сверхскоплений галактик и колоссальные размеры их свидетельствуют о неравновесном состоянии этих систем. (Характерный срок достижения равновесия — время пересечения системы телом, движущимся в ее гравитационном поле, — сравним здесь с возрастом наблюдаемой Вселенной.) В структуре сверхскоплений прослеживаются признаки предшествовавшего «коллапса». В связи с этим небезынтересно сопоставить высказывания исследователей, разделенные почти двумя столетиями, но созвучные по своему эволюционному подходу к проблеме строения Вселенной. В 1811 г. В. Гершель писал: «...Если они [туманности] обязаны своим происхождением разрушению прежде существовавших обширных туманных образований, ...мы можем ожидать, что... эти разрозненные туманности должны находиться не только в большом изобилии, но и поблизости друг к другу или даже в непрерывном соединении друг с другом в зависимости от различной протяженности и расположения прежних диффузных образований из такой туманной материи».
В статье 1983 г. Я.Б. Зельдовича, А.В. Мамаева и С.Ф. Шандарина читаем: «Галактики в значительной мере объединены в скопления, и все вместе скопления галактик и изолированные галактики долго — до сегодняшнего дня — помнят об облаке, где родились...».
В конце 1980-х гг. были высказаны и некоторые теоретические предположения о возможной дальнейшей эволюции крупномасштабной структуры Вселенной (Метагалактики). Вещество из стенок ячеек постепенно переходит в ребра, а далее стягивается к вершинам ячеек. В результате сверхскопления в узлах растут и могут в дальнейшем сливаться периферийными частями, так что
возникает некоторое непрерывное распределение галактик и их скоплений с уплотнениями в местах бывших узлов ячеек. Картина оказывается неожиданно близкой к идее Цвикки, высказанной в 30-е гг. XX в. — к его образу Вселенной, заполненной сверхскоплениями галактик, как мыльная пена пузырями воздуха.
Что же дальше? Повторятся ли условия для возобновления крупномасштабной ячеистой структуры или же она является неким не повторяющимся этапом эволюции Метагалактики? (Последнее представляется, пожалуй, более вероятным). Эволюция структуры Метагалактики, очевидно, будет зависеть и от того, является ли эта наша Вселенная закрытой или открытой, то есть выше или ниже критической средняя плотность материи в ней. Современные оценки ее как приближающейся, но меньшей критической, могут сильно измениться с решением одной из фундаментальных проблем современной космологии — проблемы скрытой массы (и «массивного вакуума») во Вселенной. Ситуация осложняется и тем, что до сих пор не удается создать внутренне непротиворечивую статистическую механику системы гравитирующих частиц, см. выше. (Вместе с тем развитие компьютерной техники открывает тут широкие возможности для моделирования и «проигрывания» различных сценариев, построенных на основе тех или иных теорий эволюции Вселенной.) Другой трудностью для прогнозирования дальнейшей эволюции структуры Метагалактики является вопрос о том, как далеко простирается господство самой гравитации и определяет ли она эволюцию сверхскоплений, а тем более их совокупности, или здесь вмешиваются иные физические силы и факторы...
Литература к части 7
Астрономия, методология, мировоззрение. М., 1979. Вселенная, астрономия, философия. М.: Наука, 1988.
Гинзбург В Л. Астрофизика и космология: важнейшие достижения за последние три года // УФН. 2002. Т. 172. № 2. См. также: Земля и Вселенная.
2002. № 4. С. 3-8. Докучаева О.Д. Астрономическая фотография. Материалы и методы.
М., 1994. Ч. 1. Еремеева А.И. История метеоритики. Истоки. Рождение. Становление.
М.: Феникс, 2003. История астрономии в России и СССР / Под ред. акад. В.В. Соболева.
М., 1999.-590 с. Кларк А. Общедоступная история астрономии в XIX столетии. Одесса, 1913\ Классические космогонические гипотезы / Под ред. и с вступит, статьей В.А. Костицына. М., 1923.
Линде АД. Раздувающаяся Вселенная // УФН. 1984. Т. 144. С. 177-214. Очерки истории отечественной астрономии. С древнейших времен до начала XX в. Киев, 1992.
Развитие астрономии в СССР. 1917-1967. М., 1967. Струве О., Зебергс В. Астрономия XX века. М., 1968. Уитни Ч. Открытие нашей Галактики. М., 1975. Философские проблемы астрономии XX века. М., 1976.
Цицин ФА.. Астрономическая картина мира: новые аспекты // Астрономия и современная картина мира. М., 1996. С. 3—39.
Шкловский И.С. Из истории развития радиоастрономии в СССР. М., 1982.
Литература. Общие работы
Берри А. Краткая история астрономии / Пер. С.Г. Займовского. Под ред. и с доп. Р.В.Куницкого. 2-е изд. М.-Л., 1946. - 363 с. (1-е изд.: М., 1904.
- 606 с.)
Воронцов-Вельяминов Б.Л. Очерки истории астрономии в России. М., 1956. Еремеева А.И. Астрономическая картина мира и ее творцы. М.: Наука, 1984.
Еремеева А.И., Цицин ФА.. История астрономии (Основные этапы развития астрономической картины мира) М.: Изд-во Моск. ун-та, 1989.
- 349 с.
Идельсон Н.И. Этюды по истории небесной механики. М., 1975. Идлис Г.М. Революции в астрономии, физике и космологии. М.: Наука, 1985. Климишин И.Л. Календарь и хронология. М., 1985.
Колчинскии И. Г., Корсунь А.Л., Родригес М.Г. Астрономы. Биографический справочник. Киев, 1986.
Кун Т. Структура научных революций. М., 1977.
Памятные даты истории астрономии // Астрономический календарь (Ежегодник). М., 1930-2003.
Паннекук А. История астрономии. М., 1966.