Сборник статей - Библия и наука

Тем не менее появилась ньютоновская модель, господствовавшая до середины XX века. Земля и планеты вращаются вокруг Солнца – центра вселенной, которая бесконечна в пространстве и во времени, то есть вечна. Новая космологическая модель имела два недостатка:

Первый – по закону Ньютона, при бесконечном количестве звезд они должны падать в центр выделенной области.

Второй – в безграничной вселенной, равномерно наполненной звездами, на небе не должно было бы быть ни одной темной точки (фотометрический парадокс).

Проблемы бесконечности и вечности волновали научную мысль до середины XX века. Это в наше время известно, что бесконечная статическая модель вселенной невозможна, если гравитационные силы всегда остаются силами взаимного притяжения. Даже тем ученым, которые поняли, что ньютоновская теория тяготения делает невозможной статическую вселенную, не приходила в голову гипотеза расширяющейся вселенной. Они попытались модифицировать теорию, сделав гравитационную силу отталкивающей на очень больших расстояниях. Это практически не меняло предсказываемого движения планет, но зато позволяло бесконечному распределению звезд оставаться в равновесии, так как притяжение близких звезд компенсировалось отталкиванием от далеких.

Вопросы о том, возникла ли вселенная в какой-то начальный момент времени и ограничена ли она в пространстве, весьма пристально рассматривал и И. Кант в [5], изданной в 1781 г. Он назвал эти вопросы «антиномиями (т. е. противоречиями) чистого разума», так как видел, что в равной мере нельзя ни доказать, ни опровергнуть ни тезис о необходимости начала вселенной, ни антитезис о ее вечном существовании. Но Кант исходил из неявного постулата о тождественности бесконечности вселенной и бесконечности времени, хотя это могут быть и не тождественные понятия, а до возникновения вселенной понятие времени лишено смысла. На это впервые указал блаженный Августин. Он говорил, что время – неотъемлемое свойство созданной Богом вселенной, и поэтому до возникновения вселенной времени не было.

Все наблюдаемые явления можно было объяснить как с помощью теории, в которой вселенная существует вечно, так и с помощью теории, согласно которой вселенную сотворили в какой-то определенный момент времени таким образом, чтобы все выглядело как если бы она существовала вечно.

Наблюдения за звездным небом продолжались, несмотря на проблемы в теории. И во второй половине XVIII века помимо звезд было замечено на небе немало неподвижных туманных пятен – туманностей. Природа большинства их долгое время оставалась спорной. Считали, что это линзы, состоящие из пыли и освещенные изнутри одной яркой звездой в их центре. До середины XX века объекты, ныне признаваемые галактиками, считались небольшими объектами, находящимися внутри нашей галактики наряду со звездными скоплениями и газовыми туманностями.

На вооружении астрономов существовал только один метод определения расстояния на небе – метод тригонометрического параллакса. Сущность его заключается в следующем. Перемещение Земли по орбите вызывает годичный параллакс (угол, под которым со светила виден радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения). Если длина базы известна, то параллактический угол позволяет вычислить расстояние до объекта. При фиксированной базе сам параллактический угол служит мерой расстояния до объекта.

Такие параллаксы называют тригонометрическими, поскольку они основаны на измерении углов. [Парсек – это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а.е.), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом 1».]. Дифракционный предел разрешающей способности телескопа определяется отношением длины волны к диаметру главного зеркала/линзы оптического прибора. Согласно критерию Рэлея, две близкие точки объекта считаются разрешенными, если расстояние между центрами дифракционных изображений равно радиусу пятна Эйри (If /D, где D – диаметр объектива, f – его фокусное расстояние, 1 – длина волны). Диффракционный предел для оптических приборов составляет около 1/1000 угловой секунды параллакса, что соответствует 1000 пс расстояния.

Лучшие оптические телескопы на Земле сегодня способны этим методом определить угол порядка 0,01" или 90-100 пс. Орбитальные телескопы расширили сферу применимости метода до 300–500 пс. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентных целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8 метров. Самым большим оптическим телескопом России является шестиметровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный).

Тригонометрические параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших к Солнцу звезд при теоретических 100 миллиардах в нашей Галактике.

Путь к гигантским астрономическим расстояниям и разбиению 8-й сферы Птолемея на галактики проложили сотрудники Гарвардской обсерватории, а затем К.Э. Лундмарк и Э.П. Хаббл.

X. Ливитт, сотрудница Гарварда, в 1908 г. открыла 1777 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке (ММО). Для 16 из них она определила периоды. Оказалось, что чем продолжительнее период, тем ярче звезда. «Следует отметить, – писала она, – что более яркие переменные звезды имеют больший период». Э. Герцшпрунг отождествил эти звезды с известными в нашей Галактике цефеидами. В 1913 г. он по ничтожно малым собственным движениям цефеид определил их среднюю светимость и, опираясь на сходство кривых блеска и периоды, заключил, что звезды Ливитт в Малом Магеллановом Облаке – тоже цефеиды. Следовательно, их светимость можно считать примерно равной светимости цефеид нашей Галактики. Тогда по блеску цефеид Малого Магелланова Облака можно определить расстояние до них. Оно оказалось очень велико – 30 000 световых лет. В статье Герцшпрунга один ноль был пропущен. Это, вероятно, послужило причиной того, что колоссальное расстояние Малого Магелланова Облака не привлекло тогда внимания астрономов.

Найденная зависимость «период-светимость» цефеид стала рабочим инструментом в руках X. Шепли (1885–1972). Он первым в полном объеме использовал ее возможности для измерения гигантских расстояний. В 1918 г. он заново определил светимость 11 звезд-цефеид нашей Галактики и воспользовался этим для определения расстояний шаровых звездных скоплений, в которых цефеиды были обнаружены. Затем Шепли смог определить расстояния шаровых звездных скоплений, не содержащих цефеид, предполагая, что ярчайшие звезды таких скоплений имеют примерно одинаковую светимость. Он установил, что центр системы шаровых звездных скоплений, концентрирующихся к созвездию Стрельца, находится на расстоянии около 10 кпс от Солнца, и отождествил его с центром всей звездной системы Млечного Пути – Галактики. Таков был первый вклад звезд-цефеид в наши знания о мире. Позднее эта работа Шепли получила название галактоцентрической революции, так как он показал, что Солнце не находится в центре Галактики, к чему склонялись результаты предыдущих исследований. Параллельно голландец Я. Оорт разработал методику, позволяющую по измерениям параллаксов (а с ними и расстояний) и светимостей всех ближайших к Солнцу звезд определить характер движения этих звезд и Солнца вместе с ними в 3-х мерном пространстве, а также их собственные движения (т. е. движения в проекции на небесную сферу). Оказалось, это движение можно описать всего двумя константами (названными константами Оорта). Согласно результатам, выяснилось, что все близлежащие звезды вращаются вокруг некоего центра по круговым орбитам, а константы дают комбинацию линейной скорости движения Солнца относительно центра и галактоцентрического расстояния и радиальное изменение этой линейной скорости. Период галактического обращения Солнца оценивается величиной порядка 200 миллионов лет.