Небесный переучет спасает положение

К началу XIX века мир небесных тел состоял из звезд, планет, комет, астероидов и «косматых» объектов, как называли в те годы непонятные туманности, не различимые ни в какие телескопы. К началу XX века астрономы уже знали примерно 13 тысяч I таких туманностей.

Если бы астрономы покопались в пыли архивов, они наткнулись бы на забытую гипотезу Иммануила Канта, который в 1755 году предполагал, что! туманности представляют собой гигантские скопления звезд, которые находятся на колоссальных расстояниях от нас. Кант даже назвал их «островными вселенными»... Но, увы, в то время никаких звезд в туманностях не было видно даже в лучшие телескопы.

Правда, однажды, году этак в 1845-м, ирландский феодал Вильям Парсонс, лорд Росс, увлекавшийся строительством телескопов, как-то ночью переполошил всю округу. Сидя в своей домашней обсерватории у самого большого в мире телескопа, изготовленного в мастерских Бирр Кастл (так называлось родовое поместье Парсонсов), Росс обнаружил удивительное волокнистое строение туманности Андромеды. Экстравагантный лорд громкими криками разбудил домочадцев, призывая полюбоваться невиданным зрелищем. В поле зрения телескопа-гиганта струи белесого тумана далекой Андромеды закручивались точно вихрем в гигантскую спираль.

И, открыв новый класс небесных объектов — спиральные туманности, — лорд Росс, получив одобрение Лондонского королевского общества, успокоился.

Сорок лет спустя туманность Андромеды снова заявила о себе. В центре спирального облака вспыхнула звезда! Самые осторожные говорили, что звезда могла вспыхнуть в промежутке между туманностью и земными наблюдателями. Но наиболее смелые вспомнили гипотезу Канта... Однако других звезд в туманности разглядеть по-прежнему никому не удавалось. Нужен был или новый телескоп, или... Это второе «или» принадлежало новому методу исследования удаленных небесных объектов. Назывался он спектральным анализом, позволяющим по цветам спектра раскаленных частиц определять химический состав сжигаемого вещества.

Астрономы сразу приняли спектральный анализ на вооружение. Исследовали с его помощью звезды. Дошла очередь и до туманностей. Если бы спектр туманности Андромеды, полученный в 1899 году, состоял из отдельных светящихся линий, проблема была бы решена сразу. Отдельные линии говорят о нагретом газе. Но в том-то и дело, что спектр загадочной туманности был сплошным и тускло-белым. Это означало, что на самом деле туманность может состоять из множества звезд, отделенных от нас гигантским расстоянием. Правда, с другой стороны, холодный газ, отражающий звездный свет, тоже может давать непрерывный спектр.

В общем, несмотря на отсутствие прямых доказательств, мнение о том, что туманности — скопления звезд, постепенно укреплялось. Стали поговаривать, что это такие же галактики, как наш Млечный Путь, и что вселенная заполнена ими примерно равномерно. Это еще раз свидетельствовало в пользу вселенной Ньютона — Канта, бесконечной, с бесчисленным числом звезд, ее населяющих. Правда, парадоксы Ольберса и Зеелигера протестуют против такого представления, Но противоречия для того и существуют, чтобы их устранять. И вот немецкий астрофизик Роберт Эмден формулирует условия состояния равновесия газового шара, желая построить на них теорию образования звезд. Это ему удается. Он находит такую структуру, такое распределение масс для сферы с бесконечным радиусом и такой же общей массой, для которой гравитационный парадокс не имеет места. Следовательно, модель бесконечной вселенной снова получила право на существование. Правда, это был лишь частный случай. Стоило в строгом распределении Эмдена произойти каким-то изменениям, как все его хитроумное построение разваливалось. Кроме того, сфера немецкого ученого имела центр. А как найти центр в бесконечной вселенной?..

Небесный переучет спасает положение

Следом за ним спасением бесконечной вселенной занялся швед Карл Вильгельм Людвиг Шарлье - профессор университета и директор обсерватории в Лунде. Изучая пространственное распределение звезд, Шарлье применил новые методы математической статистики и примерно к 1908 году разработал свои основы теории строения вселенной. В его тонких и остроумных математических схемах нашлись структуры, не имеющие центра, но подчиняющиеся закону Ньютона без страха гравитационного и фотометрйческого парадоксов.

Правда, ни сферы Эмдена, ни уточненные математические схемы и построения Шарлье не были откровением. Для устранения парадоксов требовалось изменить что-то более существенное. Лучше, если бы это удалось сделать по отношению к исходным данным, лежащим в основе построения самой модели вселенной. Но «для внесения изменений в теорию, особенно такую фундаментальную, как ньютоновская, нужно иметь какую-то путеводную звезду, опираться на более общую теорию или новые наблюдения, - пишет академик В. Л. Гинзбург. - В доэйнштейновской космологии такой путеводной звезды не нашли».

Попытки, правда, были. Можно вспомнить о стараниях разрешить гравитационный парадокс еще в XIX веке. Тогда возникла идея считать, что ньютоновский закон тяготения справедлив только в небольших, «земных» масштабах наблюдаемой вселенной. В просторах же большого космоса к закону Ньютона надлежит добавлять некий экспоненциальный множитель, в который входит достаточно малая величина космологической постоянной. Тогда для любого конечного расстояния разница между истинно ньютоновским законом и ньютоновским законом с добавлением оказывается ничтожной, но стоит перейти к пространству бесконечному, равномерно заполненному веществом, как трудности, связанные с гравитационным парадоксом, исчезают.

Интересно, что никакой, даже самый тонкий земной опыт этого отступления от ньютоновской трактовки закона всемирного тяготения заметить не позволит. Сегодня мы понимаем, что такая подгонка решения под известный ответ - дело хотя и тривиальное, хорошо знакомое нам со школьной скамьи, но откровенно попахивает спекуляцией. Но в том отчаянном положении, в котором оказалась космология конца XIX столетия, все средства были хороши.