Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Когда ученый говорит: «Это предел, ничего больше сделать нельзя», — он уже неученый.

Э. Хаббд

В этом разделе, как и ранее, при рассмотрении вопросов астрономии мы обратим внимание только на те проблемы астрофизики, которые близки к общефизическим построениям. Несомненная важность астрофизики в общефизическом плане состоит в том, что мы дошли до необходимости исследовать такие энергии и плотности частиц, которые принципиально не достижимы в лаборатории, но которые крайне важны для понимания и земных проблем. В частности, именно по этой причине придется рассмотреть некоторые вопросы эволюции звезд.

Первая космологическая теория, модель Птолемея, правильно описывала только систему Земля-Луна. Следующая, модель Коперника, более или менее удовлетворительно описывала уже всю Солнечную систему, а Уильям Гершель смог дать описание Галактики с учетом нашего положения в ней (при этом принималось, что вне Галактики ничего нет, только пустота). В начале XX в. выяснилось, что туманность Андромеды (а за ней и остальные) находится вне пределов Галактики и сама является галактикой, поэтому возникло представление о Метагалактике, а позже оказалось, что во Вселенной есть много групп и скоплений галактик (наша, как имя собственное, пишется с большой буквы).

Вопрос о происхождении Вселенной возник, фактически, только к середине XIX в. До того царствовали те или иные креационистские (от латинского «креацио» — сотворение) представления. И не так уж важно, принимать за длительность этого процесса шесть дней творения в соответствии с каноническим прочтением Книги Бытия или, следуя филологической трактовке Б. Спинозы, говорить о шести эрах творения. Во всех вариантах эти представления не согласуются, в первую очередь, с теорией эволюции Дарвина.

К тому же, при рассмотрении наиболее, казалось бы, приемлемой для материалистов модели бесконечной во времени и в пространстве Вселенной стали проявляться парадоксы.

Об одном из них, парадоксе тепловой смерти мира, мы уже упоминали: поскольку все процессы в мире идут с ростом энтропии, т. е. со все большим выравниваем температур, Вселенная не могла существовать вечно — все ее части давно должны были прийти к тепловому равновесию. Единственное возражение, которое мог найти Л. Больцман, состояло в том, что бывают флуктуации — неожиданные и притом локальные, происходящие только в каком-то участке Вселенной отклонения от положения равновесия, — и наш мир как раз представляет собой такую флуктуацию. Оно выглядело уж очень неубедительным.

Следующий парадокс называется гравитационным, он был сформулирован в XIX в. астрономом Хуго Зелигером и математиком Карлом Нейманом. Они показали, что если справедливы законы тяготения Ньютона и во Вселенной имеется бесконечное количество звезд, то потенциал поля тяготения в каждой ее точке должен быть бесконечным. Поэтому не ясно, от чего следует отказываться: от закона Всемирного тяготения или от бесконечной Вселенной?

А еще один, самый ранний, фотометрический парадокс был в наиболее ясной форме высказан Генрихом Вильгельмом Ольберсом в 1826 г., после того как Гершель разрешил Галактику на множество звезд: если во Вселенной бесконечное число звезд, то в любом направлении по лучу зрения имеется звезда, и поэтому все небо должно быть одинаково и притом ярко освещено. Если же пространство между звездами не пустое и там есть некий газ, поглощающий это излучение, то он должен был бы, вследствие бесконечного времени, разогреться и все равно светиться.

Но можно ли тогда предположить, что мир не бесконечен, что конечное число звезд сосредоточено в конечном объеме? Нет, нельзя, потому что такое скопление будет гравитационно-неустойчивым, т. е. все звезды будут постепенно стягиваться друг к другу или к какому-то центру масс.

Таким образом, любой вариант плох — о строении Вселенной мы ничего не знаем. И в целом, нужно сказать, этот вопрос в науке и не поднимался.

Эйнштейн был хорошо осведомлен обо всех этих парадоксах, и в 1917 г. он делает первый шаг к их решению: Вселенная предполагается конечной в пространстве, а для того, чтобы добиться этого, он постулирует так называемый космологический, или лямбда-член, фактически это некая глобальная сила или кривизна пространства, отличная от ньютоновской и ведущая к уменьшению притяжения на больших расстояниях. Как он пишет Эренфесту: «Я опять набрел в теории тяготения на нечто такое, за что меня могут упрячь в сумасшедший дом».

Эйнштейн сперва связывает с полученным так уравнением надежды на объединение тяготения с электромагнетизмом, но затем отказывается от введения лямбда-члена, охладевает к проблемам космологии и сосредотачивается на построении единой теории поля. (Поиски силы, соответствующей лямбда-члену, — ее иногда называют пятой силой — продолжаются некоторыми энтузиастами и сейчас. В ее пользу говорит, как будто, замедление расхождения галактик с расстоянием.)

В 1922 г. А. А. Фридман [60] Александр Александрович Фридман (1888–1925), метеоролог, математик, астрофизик и пилот-воздухоплаватель (организатор, в частности, авиационной службы российской армии в 1914–1917 гг.). находит решения основного уравнения Эйнштейна для вещества, равномерно заполняющего все пространство, в котором все направления равноправны. Эти решения описывают три возможности: существование как неизменной во времени, так и расширяющейся или сжимающейся Вселенной, всего Мира в целом — так что статическая модель оказывается лишь частным случаем полной теории. Эйнштейн вначале выступает против этой теории, но очень скоро меняет свое к ней отношение.

Согласно Фридману, то или иное решение о структуре и поведении Вселенной зависит от плотности вещества в ней. Уравнения Фридмана и становятся основой релятивистской космологии (к аналогичным решениям независимо, но позже пришел профессор-иезуит аббат Жорж Леметр (1894–1966)).

Но решающими успехами и признанием космология обязана Эдвину Хабблу [61] Эдвин Пауэлл Хаббл (1889–1953) с детства был увлечен астрономией и боксом, в котором ему сулили большое будущее. Но, воспитанный в строгой пуританской семье, он решает, что необходима солидная, признанная в обществе специальность, и заканчивает юридический факультет, его даже посылают от штата на доквалификацию в Англию. Однако, возвратясь на родину, на Юг США, он так ни разу и не использует полученные знания и, протосковав несколько лет, едет в Калифорнию устраиваться — кем угодно, лишь бы ближе к астрономии! — работать младшим наблюдателем в обсерваторию. И конечно, одна из наибольших промашек Нобелевского комитета — это пропуск имени Хаббла. . На самом большом тогда в мире 100-дюймовом (диаметр зеркала около 2,5 м) телескопе он получает фотографии спиральной туманности Андромеды и различает на ее краях отдельные звезды. К концу 1924 г. он нашел среди них двенадцать так называемых цефеид, переменных звезд, зависимость свечения и периодов которых хорошо известны. По их видимым величинам и наблюдавшимся периодам он рассчитывает расстояния до них и получает, по всем двенадцати в отдельности, что эти расстояния… много больше размеров Галактики! (В оценке расстояний он ошибся примерно в два раза, но это не столь существенно.)