Анатолий Томилин - Занимательно о космологии Страница 29

«Если количество звезд во вселенной бесконечно, — размышляет Шезо, — то почему все небо не сверкает как поверхность единой звезды? Почему небо темное? Почему звезды разделены черными промежутками?» Скромный астроном сам пугается своей смелости. Ведь это значит сомневаться в утверждениях самого Ньютона?.. И Шезо тут же ищет достойные возражения самому себе: «Скорее всего это пылевые облака заслоняют от нас свет дальних звезд. Земным наблюдателям доступны лишь лучи самых близких светил…»

Голос швейцарца звучит неуверенно, почти робко, и на целых восемьдесят два года его возражения тонут, заглушаются грохотом барабанов славы несравненного Ньютона.

Генрих Вильгельм Матеус Ольберс (1758–1840) был врачом, хорошим практикующим врачом с пациентами из весьма добропорядочных семейств города Бремена. Почтенный человек — доктор Ольберс, ничего не скажешь, но… Генрих Ольберс пользовался бы еще большим уважением среди бременских бюргеров, занимайся он одной медициной.

Ко всеобщему сожалению, у доктора Ольберса была обсерватория. Да, да, частная обсерватория, в которой он производил самые различные наблюдения над небесными светилами. А что в этом хорошего? Что хорошего, если врач, вместо того чтобы ночью спокойно спать, сидит как чародей, уставившись длинной трубой в звездное небо. Нехорошо!

Такое поведение обывателя настораживает. Он, обыватель, не любит, когда кто-то слишком сильно отличается от него то ли мыслями своими, то ли поведением. Даже если это врач. Даже если это хороший врач! Впрочем, у герра Ольберса существовало одно смягчающее вину обстоятельство. Он был богат. И потому Генрих Вильгельм Матеус Ольберс мог позволить себе игнорировать вкусы пациентов, не гнаться за расширением практики, а больше времени отдавать звездам. Таково было его хобби, как сказали бы мы с вами, уважаемый читатель, сегодня.

Между прочим, герр Ольберс был довольно известным лицом в астрономическом мире. Славу ему принесли открытия двух малых планет, Паллады и Весты, и объемистый труд, посвященный способу вычисления кометных орбит. Его положение позволяло ему покровительствовать молодым начинающим наблюдателям и однажды даже помочь неизвестному в те годы математику Фридриху Бесселю вступить в гильдию астрономов. Ольберс дал высокую оценку работе молодого математика, посвященной обработке наблюдений кометы Галлея. В дальнейшем Бессель стал знаменит, и Ольберс до конца жизни гордился добрым делом, которое ему удалось совершить.

Терпеливый читатель вправе возмутиться. Ведь наша тема — космология, наша тема — вселенная. В заголовке автор обещал «атаку» на устоявшиеся и проверенные наблюдениями взгляды самого Ньютона. Где же все это? Напомним, что к тому времени понятие о вселенной основывалось на трех постулатах.

I. Вселенная безгранична и неизменна во времени.

II. Число звезд, равномерно распределенных в однородном пространстве, подчиняющемся геометрии Эвклида, бесконечно.

III. Все звезды в среднем имеют одинаковую светимость. Потому яркие светила можно считать расположенными ближе, слабые — дальше.

Три принципа давали бесконечную и однородную в пространстве, неизменную во времени космологическую модель вселенной. Пространство ее, безусловно, обладало всеми свойствами трехмерного геометрического пространства Эвклида, то есть длиной, высотой и шириной, и абсолютно не зависело от содержащейся в ней материи.

Такую модель автор с легким сердцем, пользуясь терминологией академика Гинзбурга, будет называть в дальнейшем СОЕ-моделью, то есть стационарной, однородной и эвклидовой.

Примерно в году 1826-м вселенная представлялась Ольберсу в виде гигантского кочана капусты с бесконечным количеством слоев — листьев. На каждом слое — звезды. Основываясь на этой мысленной модели, Ольберс решил попытаться подсчитать распределение звезд. Если принимать во внимание все три постулированных свойства ньютоновской вселенной, о которых мы говорили выше, то поверхность каждого последующего «капустного листа» — слоя, радиус которого в два раза больше радиуса предыдущего, увеличивается в квадрате, то есть в четыре раза. И при условии равномерного распределения звезд содержит в четыре раза больше светил, чем предыдущий слой. Сила света любой звезды обратно пропорциональна тоже квадрату расстояния. То есть свет звезд, находящихся в два раза дальше, кажется ослабленным в четыре раза. Ну, а если звезд будет в четыре раза больше?..

Пришло время Генриху Вильгельму Матеусу Ольберсу задуматься. Получалось, что Земля (если считать ее кочерыжкой в центре кочана-мироздания) получала от любого слоя вселенной одно и то же количество света. А так как количество слоев бесконечно, то все небо без всякого промежутка должно сиять как поверхность единого Солнца…

Стоп! Похожие рассуждения мы уже слышали. Их автором был Жан Филипп Шезо?.. Чтобы спасти авторитет Ньютона, Шезо пришлось смастерить фиговый листок из пылевых туч в космосе.

Ольберс в своих рассуждениях пошел дальше. Под воздействием лавины света любые массы пыли должны начать постепенно нагреваться. Нагреваться-нагреваться, пока не раскалятся до такой степени, что сами начнут испускать столько же света, сколько поглощают. Количество света, обрушивающееся на головы людей, остается все тем же…

Следовательно, пылевые облака положения не спасают. Почтенный Генрих Вильгельм Матеус не торопился поминать имя Ньютона всуе. И тем не менее какое-то из условий: I, II и III — было неверным. Вернее, из условий I или II. Потому что равная светимость звезд на вывод Ольберса влияния не оказывала. Значит, либо звездная вселенная не бесконечна, либо количество звезд в ней все-таки ограничено. Такое заключение неплохо согласовывалось с линзовой моделью Галактики Гершеля.

Фотометрический парадокс Ольберса сыграл едва ли не решающую роль в том, что почти целое столетие идея бесконечной вселенной не могла оправиться от удара и лежала распростертой на ринге. Впрочем, что такое сто лет для бесконечности?..

В 1839 году в России, неподалеку от Петербурга, вошла в строй новая, Пулковская обсерватория. Руководил строительством и был первым директором этого выдающегося научного учреждения Фридрих Георг Вильгельм Струве — бывший дерптский студент-филолог, «заболевший» однажды астрономией и ставший профессиональным наблюдателем. Переехав в Петербург, Фридрих Георг Вильгельм стал именоваться Василием Яковлевичем и снабдил науку о звездах немалым количеством блистательных наблюдений.

Исследуя законы распределения звезд, Струве пришел к выводу о непременном поглощении света межзвездной средой и даже рассчитал величину этого поглощения, кстати довольно близкую к современной.

Затем Струве доказал, что расположено наше Солнце отнюдь не в центре Галактики, как это считал Ольберс, а скорее с краю. Границы же оной Галактики, по мнению российского астронома, так далеки, что никогда не станут подвластны взору. Василий Яковлевич Струве твердо считал, что свет в межзвездной среде постепенно угасает и приходит от далеких светил ослабленным.

Надо сказать, что позиция выдающегося астронома в вопросе о строении вселенной не была очень четкой. С одной стороны, он подвергал сомнению парадокс Ольберса и тем самым как бы лил воду на мельницу сторонников бесконечной вселенной. С другой стороны, гипотеза Гершеля тоже не оставляла его равнодушным.

Не может быть, чтобы наблюдательный читатель не заметил, что вода в реках, каналах и ручейках течет всегда под уклон! С верхнего уровня на нижний, подгоняемая определенной «тенденцией к выравниванию уровней». Не поверят вам жители высоких, северных широт, если вы будете уверять, что в мороз можно согреться, сев на льдину. Нет, здравый смысл и повседневный опыт утверждают, что тепло передается всегда только от более горячего тела к более холодному, осуществляя тот же «принцип выравнивания».

Но что означает пресловутое «выравнивание» с точки зрения физики? Прежде всего это деградация энергии. Потому что с наступлением равновесия никаких процессов, связанных с затратой энергии, ожидать не приходится.

В 1850 году двадцативосьмилетний немецкий физик Рудольф Юлиус Эммануэль Клаузиус, преподаватель физики в цюрихской артиллерийской школе, задумавшись над простым фактом выравнивания температуры, сформулировал закон, получивший название «Второго начала термодинамики». Закон гласил: «Теплота не может сама собой перейти от более холодного тела к более теплому».

Год спустя после Клаузиуса еще более молодой, двадцатишестилетний английский физик Вильям Томсон, ставший 40 лет спустя «фигурой № 2» в истории английской физики, дал несколько иную формулировку того же закона и предложил называть меру выравнивания, или деградации энергии, энтропией.