7. Происхождение, строение и эволюция Вселенной

7.1. Основные этапы, особенности и методы исследования Вселенной.

Заглянуть непосредственно в будущее любой системы, тем более, такой грандиозной системы как Вселенная, к сожалению, невозможно. Однако будущее любого объекта исследования в той или иной степени предопределено его предысторией. Наследственность, под которой в широком смысле слова понимают способность будущего произвольной системы зависеть от ее прошлого, имеет место не только в мире живой материи. Зачастую будущее системы определяется ее прошлым в большей степени, чем мы обычно думаем. Вглядываясь в прошлое, можно лучше понять причины и закономерности тех изменений, которые происходят в мире или в той или иной его части, а на основе этого понимания с более высокой степенью достоверности предсказывать будущее.

Под Вселенной чаще всего понимают «все сущее», т.е. весь существующий материальный мир, пространственные и временные границы которого неизвестны. Совокупность галактик, существование которых не вызывает сомнений, и соответствующую область Вселенной принято называть Метагалактикой (иногда Метагалактикой называют ту часть Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений). Установлено, что Метагалактика изотропна, т.е. ее свойства не зависят от пространственного направления (все направления равноправны). Поэтому параметром Метагалактики является ее радиус, который телескопа непрерывно увеличивается. В настоящее время астрономы регистрируют объекты Вселенной, находящиеся на расстояниях от нас порядка (6…8) млрд. световых лет^*, а количество галактик, доступных для наблюдения, исчисляется миллиардами.

Исследуя объекты Вселенной, ученые всегда изучают только их прошлое, и чем более удаленные объекты становятся доступными для наблюдения, тем в более глубокое прошлое удается заглянуть. При осмыслении результатов астрономических исследований становится наглядной неразрывная связь пространства и времени. Символичным отражением этой связи является использование для оценки больших расстояний такой единицы измерения как световой год (другими единицами измерения расстояний, используемыми в астрономии, являются астрономическая единица^** и парсек^***).

^* Световой год – это путь, пройденный светом за один календарный год. Нетрудно подсчитать, что один световой год примерно равен 9,5∙10¹⁵ м.

^** Астрономическая единица (а.е.) – среднее расстояние между Солнцем и Землей.

1 а.е. = 149,6 млн. км (обычно принимают равной 150 млн.км).

^*** Парсек (пк) – производное от слов параллакс и секунда, т.е расстояние, на котором отрезок длиной 1 а.е. видна по углом, равным 1 секунде. 1 пк = 3,263 световых года = 206265 а.е. = 3,086∙10¹³ км.

В основе тесной взаимосвязи пространства и времени лежит то обстоятельство, что скорость передачи информации, так же как и скорость движения материальных тел, не может быть сколь угодно высокой – она не может превышать величину скорости света в свободном пространстве (3∙10⁸ м/с). Наблюдая, к примеру, за какой-либо звездой, удаленной от Земли на 1 млн. световых лет, мы видим эту звезду такой, какой она была 1 млн. лет назад, и ничего более. Увидеть, какой была эта звезда в более древние времена, увы, невозможно, а о том, какова ее светимость в данный момент времени (момент наблюдения) можно будет узнать только через миллион лет.

Другими словами, увидеть строение и структуру всей Метагалактики в какую-либо определенную эпоху ее истории принципиально невозможно. Если разбить объем Метагалактики на множество концентрических слоев, то каждый слой мы можем видеть лишь таким, каким он был в соответствующий исторический промежуток времени.

Очевидно, что чем массивнее какой-либо объект Вселенной, тем большее гравитационное воздействие он оказывает на движение соседних объектов. С другой стороны, как достоверно установлено, чем больше масса звезды, тем меньше продолжительность ее жизни. Время жизни звезд, масса которых в десятки раз превышает массу Солнца, измеряется не миллиардами, а миллионами лет, после чего они взрываются, и их свечение резко ослабевает или прекращается. Однако в просторах Вселенной продолжают существовать не только атомы вещества, выброшенного при взрывах таких звезд, не только их электромагнитное излучение, но и их гравитационное воздействие на другие объекты, которое, как и излучение, распространяется в пространстве со скоростью света.

В трудах древнегреческих ученых (в основном, представителей пифагорейской школы) не только содержатся представления о бесконечности Вселенной, но и развиты идеи о гелиоцентрическом устройстве мира. Однако со времен Аристотеля и Птолемея в течение полутора тысячелетий господствовала концепция геоцентрической Вселенной, согласно которой Земля занимает в ней исключительное положение и является единственным неподвижным телом, вокруг которого вращаются все другие небесные тела и звездная сфера. Лишь в середине XVI в. польский астроном Н. Коперник, тщательно ознакомившись с латинским переводом трудов Птолемея, совершил полный переворот в астрономии, положивший начало перевороту в науке в целом.

Переход от геоцентрического к гелиоцентрическому мировоззрению на рубеже XVI и XVII столетий произошел во многом благодаря идеям и открытиям таких выдающихся личностей как Д. Бруно, Г. Галилей и И. Кеплер.

В 1584 г. итальянский философ и поэт Джордано Бруно опубликовал работу «О бесконечности, Вселенной и мирах», в которой утверждал, что Вселенная бесконечна, и что «существует бессчетное число миров, подобных миру Земли». Значительно опередив свое время и, по сути, предвосхитив многие положения современной космологии, Бруно считал звезды далекими солнцами, согревающими бесчисленные планеты других миров, населенных живыми существами. Обвиненный в ереси, он и под угрозой смерти не отказался от своих убеждений и был сожжен на костре инквизиции в 1600 г.

В начале XVII в. был изобретен телескоп, и первым астрономом мира, взглянувшим на Луну, планеты и звезды в телескоп, по-видимому, был Г. Галилей. В 1610 г. он построил и использовал для научных исследований несколько телескопов и, хотя его лучший телескоп обеспечивал всего лишь 32-кратное увеличение, сумел сделать множество астрономических открытий. Обнаруженные им на горы и кратеры на Луне наглядно показывали, что Луна подобна Земле, а пятна, которые он увидел на поверхности Солнца, опровергали учение Аристотеля о неприкосновенной чистоте небес. Открытие фаз Венеры не оставляло сомнений в том, что эта планета действительно обращается вокруг Солнца. Галилей открыл также 4 наиболее крупных спутника Юпитера, обнаружил кольца Сатурна, но принял их за спутники, и даже обнаружил планету Нептун. Однако даже Галилей в те далекие времена не мог предположить, что в солнечной системе могут быть другие планеты.

Современник Галилея немецкий астроном И. Кеплер, анализируя результаты своих наблюдений, а также результаты многолетних наблюдений за движением Марса, оставленные ему датским астрономом Тихо Браге, в 1601 – 1605 гг. сформулировал два закона движения планет. В течение последующих 10 лет он установил справедливость найденных им законов для всех известных тогда планет. В 1618 г. им впервые было представлено правильное описание строения Солнечной системы, тогда же он сформулировал третий из своих знаменитых законов.

Кеплер установил свои законы на основе кропотливого анализа результатов многолетних астрономических наблюдений. Но какая сила заставляет планеты кружиться вокруг Солнца, почему их орбиты представляют собой эллипсы, почему скорость планеты зависит от ее положения на орбите – ответов на эти и на многие другие вопросы не знал никто. Понадобилось еще 70 лет, прежде чем появилась возможность не только ответить на эти вопросы, но и строго рассчитывать движение любых тел – как земных, так и космических.

В 1686 г. И. Ньютон представил Лондонскому королевскому обществу свои «Математические начала натуральной философии». В этом фундаментальном труде им были установлены основные законы движения тел и определены такие базовые понятия, так масса, ускорение и инерция. Особенно сильное впечатление на современников произвела Книга III «Начал» - «О системе мира», в которой был сформулирован закон всемирного тяготения. Справедливость этого закона Ньютон мог подтвердить лишь в пределах Солнечной системы, однако он распространил его действие на всю Вселенную. Размышляя над тем, конечна или бесконечна Вселенная, Ньютон пришел к выводу, что в конечной Вселенной все материальные тела под действием гравитационных сил должны были бы слиться в центральное единое тело. С выходом в свет ньютоновских «Начал» завершился переход к новому мировоззрению, которое называют классическим, и которое господствовало в науке вплоть до 20-х годов ХХ века.

Основу классического мировоззрения составляли следующие космологические положения:

• Вселенная бесконечна в пространстве и времени, ее бесконечность в пространстве гармонично соответствует вечности во времени.

• Основным законом, который управляет движением и развитием небесных тел, является закон всемирного тяготения.

• Пространство абсолютно и никак не связано с находящимися в нем телами, оно играет лишь пассивную роль некоего «вместилища» для них.

• Количество звезд, звездных систем и планет во Вселенной бесконечно велико.

• Каждое небесное тело проходит длительный путь развития, при этом на смену угасающим звездам появляются новые.

• Рождение и гибель отдельных миров не изменяют облик структуры Вселенной, которая является стационарной.

Основы современной космологии, которые будут рассмотрены ниже, были заложены в трудах А. Эйнштейна по общей теории относительности, поэтому ее, в отличие от классической космологии, часто называют релятивистской. Космологические воззрения, составляющие ядро современной научной картины мира, сформированы благодаря усилиям многих астрономов, физиков и астрофизиков – А. Фридмана, В. Слайфера, Э. Хаббла, Г. Гамова, А. Пензиаса, Р. Вильсона, С. Хокинга, Я. Зельдовича, и многих других.

В течение более чем трех столетий с момента изобретения телескопа, астрономия оставалась исключительно оптической – удавалось исследовать лишь те объекты Вселенной, которые излучают свет. Чтобы повысить увеличение и разрешающую способность оптического телескопа (способность давать раздельные изображения двух близко расположенных источников излучения или отдельных деталей протяженного источника), необходимо увеличивать диаметр его линзового или зеркального объектива. Например, двояковыпуклая стеклянная линза оптического телескопа (в Карачаево-Черкесии) имеет диаметр 6 м, а диаметр вогнутого зеркала рефлекторного космического телескопа «Хаббл», выведенного на орбиту в 1990 г., составляет 2,4 м.

Начиная с середины ХХ века, астрономия, по образному выражению известного российского ученого И. Шкловского, стала всеволновой. Сначала были созданы радиотелескопы, затем, как только стало возможным выносить приемники излучения за пределы земной атмосферы, появились рентгеновские телескопы и гамма-телескопы. Развитие новых областей астрономии позволило существенно обогатить наши знания о Вселенной, совершить целый ряд крупнейших открытий. В 1963 г. были открыты квазары, спустя два года обнаружено реликтовое излучение, еще через два года – пульсары. В дальнейшем были открыты нейтронные звезды в тесных двойных системах, невидимые короны галактик, обнаружены планеты у десятков звезд, получены неопровержимые доказательства существования черных дыр, открыт физический вакуум.