Материал: Шахбазян Ю. АМБАРЦУМЯН. Этапы жизни и научные концепции

предложил геоцентрическую модель мира, которая всерьез не подвергалась сомнению на протяжении четырнадцати веков. Он предполагал, что Солнце движется вокруг Земли по гигантской окружности, а планеты — по меньшим окружностям (эпициклам), центры которых лежат на этой окружности.

Величайший Николай Коперник1 в 1540 году без оптического телескопа, с помощью своего визирного прибора «трикветрума», с огромной для того времени точностью проанализировал видимые движения планет вокруг Солнца и, «включив» свою гениальную интуицию, обосновал гелиоцентрическую систему, совершив революцию в астрономической науке. Допустив движение планет, в том числе и Земли, вокруг Солнца, он показал, что можно гораздо проще и изящнее объяснить наблюдаемые движения планет. Однако Коперник сохранил в своей модели идею круговых орбит, поместив Солнце в центр земной орбиты. Вследствие этого Коперник был вынужден сохранить некоторые из эпициклов Птоломея. Свое учение он изложил в сочинении «Об обращении небесных сфер» (1543). Книга вышла в свет в день его смерти. Этот величайший труд надолго был запрещен католической церковью.

Следующий шаг был сделан датским астрономом Тихо Браге, которому удалось с величайшей точностью определять положения планет. Его судьба сложилась иначе. Датский король Фридрих II подарил ему целый остров Гвеен, назначил ему постоянное годовое содержание, построил ему на этом острове великолепную обсерваторию Ураниенбург, оснастив ее самыми лучшими инструментами того времени. Ученые дальних стран и даже многие государи посещали Браге на его острове. Его постоянно окружали студенты, приходившие учиться под его руководством. Ему удалось определить продолжительность года — 365 суток, 5 часов, 48 минут и 45 секунд. Это измерение на одну секунду отличается от современных измерений. Вот что означает астрономическая точность великого наблюдателя! Но вот беда: из своих сверхточных измерений (в 1 минуту дуги) он не извлек ни одного астрономического закона.

После кончины Тихо Браге архив его наблюдений оказался в руках Иоганна Кеплера2. Именно эти точные астрономические наблюдения, выполненные Тихо Браге, приве-

1 Коперник Николай (1473—1543) — польский астроном. Совершил переворот в естествознании, отказавшись от принятого ранее центрального положения Земли.

2 Кеплер Иоганн (1571—1630 ) — немецкий математик, астроном, оптик и астролог. Открыл законы движения планет.

ли Кеплера к открытию кинематических законов движения планет, а Исаака Ньютона1 к закону всемирного тяготения

исозданию основ небесной механики. Кеплер доказал, что планеты движутся по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце. Более того, он заметил, что планеты, приближаясь к Солнцу, движутся быстрее, а, удаляясь от него, замедляют свое движение. Ему удалось заметить, что воображаемая линия, соединяющая планету с Солнцем, описывает за одинаковые промежутки времени, одинаковые площади внутри эллипса. Но самое поразительное соотношение, которое получил Кеплер, это то, что квадрат периода обращения по орбите каждой планеты пропорционален кубу ее среднего расстояния от Солнца. Он окончательно избавил астрономов от необходимости вводить эпициклы для объяснения строения Солнечной системы. Но стоит заметить, что Тихо Браге не принимал гелиоцентрическую систему.

Гелиоцентрической системе суждено было достичь полного признания, благодаря Галилео Галилею2, который первым вел систематические наблюдения планет. В его время, около 1600 года, в Голландии появились умелые стекольных дел мастера и, как гласит легенда, дети стекольщиков случайно заметили «увеличение» предметов с помощью выпуклых стеклышек. Голландские стеклоделы догадались изготовлять

ипродавать мореплавателям зрительные трубы. Галилей воспользовался идеей голландских мастеров и в 1609 году самостоятельно изготовил первый телескоп с трехкратным увеличением. Впоследствии он изготовил телескоп с 30-кратным увеличением, с помощью которого открыл пятна на Солнце, лунные горы, спутники Юпитера — Ио, Европу, Ганимеда и Каллисто.

До Галилея было общепринятым представление Аристотеля о «спокойном небе». Считалось, что раз и навсегда сотворенный мир живет неизменной жизнью. Все замеченные изменения в звездном мире считались незакономерными, курьезными явлениями. Великому астроному Галилею принадлежала мысль о нестационарности «звездного мира». Католическая церковь жестоко преследовала Галилея за провоз-

1 Ньютон Исаак (1643—1727) — английский физик, математик и астроном, один из создателей классической физики.

2 Галилей Галилео (1564—1642) — итальянский физик, механик, астроном, философ и математик, оказавший значительное влияние на науку своего времени. Заложил основы современной механики, установил законы инерции и свободного падения тел, выдвинул идею об относительности движения, открыл изохронность колебаний маятника, построил первый телескоп, защищал гелиоцентрическую систему мира и т. д.

глашение нестационарности мироздания. Нестационарность Вселенной впоследствии стала основным объектом астрофизических исследований Амбарцумяна.

Универсальность закона всемирного тяготения Ньютона, получила подтверждение в работах Уильяма Гершеля1 по исследованию двойных звезд, вращающихся одна вокруг другой. Гершель наметил общую форму нашей Галактики, оценив ее размеры, и сделал вывод, что она является одним из многочисленных звездных «островов» во Вселенной

Нестационарность расширяющейся Вселенной и теория Большого взрыва

После открытия Гершелем галактик, одной из насущных проблем космогонии стала проблема расстояний до них. Первоначально для определения расстояний до галактик астрономы изучали в этих галактиках новые звезды и цефеиды. Однако фундаментальному решению этой проблемы способствовало появление в XIX веке спектральных методов исследования. Ее решил в 1920 году американский астроном Эдвин Хаббл2, анализируя смещения спектральных линий далеких галактик. Он установил прямую пропорциональность красного смещения (смещения спектральных линий в сторону длинных волн) скорости удаления галактик, а также и расстоянию до них (закон Хаббла). Этот закон является одним из фундаментальных законов астрономии. Он же с помощью наблюдений установил факт разбегания галактик. Оказалось, галактики удаляются со скоростями, пропорциональными их расстояниям от нас. Это означает, что если одна из них расположена от нас в сто раз дальше, чем другая, то она удаляется от нас в сто раз быстрее, чем первая.

Таким образом, Хабблом было установлено, что Вселенная не статична, а находится в состоянии расширения.

Сравнение расстояний, измеренных различными методами, подтвердило безукоризненную точность метода определения расстояний по величине красного смещения спектров звезд. Современная астрофизика при определении расстояний пользуется в основном, этим методом, особенно для самых далеких объектов, находящихся на «краю» Вселенной.

1 Гершель Уильям (Фридрих Вильгельм) (1738—1822) — выдающийся английский астроном немецкого происхождения. Основные труды по звездной астрономии.

2 Хаббл Эдвин Пауэлл (1889—1953)— знаменитый американский астроном. Труды по изучению галактик.

Современные крупные наземные и орбитальные телескопы способны прощупать край Вселенной, простирающийся почти до 20 миллиардов световых лет, и измерить скорость самого далекого, быстро удаляющегося объекта, приближающуюся к скорости света (300000 км/сек), но не превышающую ее. Блез Паскаль, блестяще опередив свое время, прекрасно сказал: «Не огромность мира вызывает восхищение, а человек, который измерил ее».

Неоспоримый факт расширения Вселенной многими исследователями был принят в штыки. Долгое время упорно отвергал возможность расширения Вселенной Альберт Эйнштейн, так как это противоречило его теоретическим исследованиям.

Естественно, заманчиво «пустить» мысленно расширение Вселенной в обратном направлении и проследить эволюцию Вселенной во времени в прошлое (экстраполяция назад). Несмотря на то, что при этом возникает масса сомнений, такой подход создает некую полезную методическую наглядность в представлении возможной картины происхождения и эволюции Вселенной.

Тогда мы можем по измеренному расширению Вселенной (разбеганию галактик) придти к тому, что примерно 20 миллиардов лет назад Вселенная была сосредоточена в малом сверхплотном теле и в результате его катастрофического взрыва образовалась наша Вселенная. Это — так называемая теория Большого взрыва. Впервые об этом догадался блестящий физик ХХ века Георгий Гамов. Этой теории отдается сейчас большее предпочтение, чем альтернативным теориям. Она действительно дает сравнительно удовлетворительную схему для объяснения многого из того, что наблюдают астрономы. Итак, будем считать, как общепринято в научной литературе, что Вселенная (точнее ее наблюдаемая часть — метагалактика) возникла 20 миллиардов лет назад. Вначале она была невероятно горячей и плотной. Температура и давление были столь высоки, что она взорвалась, и осколки взрыва все еще разлетаются. Астрономы рассчитали подробные варианты развития Большого взрыва и в целом согласны с этой картиной, но все еще серьезно расходятся в массе вопросов.

Многие до сих пор считают, и не безосновательно, что Вселенная имеет бесконечную историю, а ее расширение, возможно, является просто иллюзией. Однако открытие в 1960-х годах реликтового излучения в известной степени подтвердило расширение Вселенной. В настоящее время современная физика пытается доказать гипотезу Большого взрыва.

Для наглядности процесс Большого взрыва делится на отдельные этапы — эры.

нейтрино. Эти нейтрино, обладая фактически скоростью света, несутся во Вселенной, не оказывая практически никакого влияния на вещество. Нейтрино, образовавшиеся в раннюю эпоху, преимущественно в эру лептонов, и уже в то время потерявшие всякую связь с остальной Вселенной, встречаются в количестве, соответствующем прохождению 1013 частиц в секунду через один квадратный сантиметр.

Мы вкратце изложили историю Вселенной, как ее видит современная физика. Следует помнить, что излагаемая чрезвычайно сложная теория основывается на таких последних результатах физики, которые еще не вышли из стадии экспериментальной проверки. Более того, она связана с малоизвестными физическими свойствами материи.

Сегодня большинство астрономов принимает космологическую теорию Большого взрыва в качестве описания развития доступной нам Вселенной, начиная с эпохи ядерного синтеза, когда возраст Вселенной составлял около одной минуты. Но, когда речь идет о более ранних моментах существования Вселенной, рассуждения уже выходят за пределы области знаний современной физики.

Теория Большого взрыва не разрешила трех фундаментальных проблем: что было до начального момента, какова природа сверхплотного первоначального объема — сингулярной «точки» — и каким образом сформировались галактики? На последний вопрос попытался ответить В. А. Амбарцумян, обнаружив активные процессы в ядрах галактик.

Окончательное слово в этом сложном вопросе за будущими поколениями астрономов. О несостоятельности экстраполяционных методов в исследовании эволюции Вселенной говорит то обстоятельство, что физические процессы и, следовательно, законы физики, начиная от сингулярной точки (если она действительно существовала) до развитой Вселенной, тоже могли меняться, но неизвестным нам образом. Таким образом, механической экстраполяцией назад, без учета качественной эволюции материи, эту сложную проблему, так просто решить не удастся. Это дело будущего.

Установлено, что Вселенная или, как говорят астрономы, имея в виду наблюдаемую, исследуемую ее часть, метагалактика, содержит примерно сто миллиардов галактик, а каждая галактика примерно столько же звезд. Самое главное: как галактики во Вселенной, так и звезды в галактиках распределены неравномерными отдельными группами — скоплениями. И, что существенно, скопления звезд и галактик находятся на различных этапах своего развития, т.е. скопления звезд и галактик могут быть молодыми и старыми.

По мере увеличения количества астрономических наблюдений, «спокойное небо» Аристотеля переставало казаться спокойным. Конечно, изменения светимости и движения небесных объектов во Вселенной трудно обнаружить, так как они происходят в течение сотен и миллионов лет, не считая быстро-переменных звезд и галактик. Однако астрономы со времен Гиппарха научились оставлять информацию о небесных объектах (координаты и яркость) своим последователям, и новые поколения астрономов, составляя новые каталоги небесных объектов и сравнивая свои наблюдения с наблюдательными данными прежних эпох, получали неоценимые сведения о перемещениях и изменениях яркости звезд за много сотен лет.

Чтобы не запутаться в основных астрономических понятиях и величинах, мы совершим небольшой поверхностный экскурс по страницам описательной астрономии, чтобы читатель мог лучше почувствовать, что такое звезды и галактики, как они светят, с какими энергиями излучения мы имеем дело, какими величинами их описывают.

За несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба — пастухи, мореплаватели и участники караванных переходов — приходили к убеждению, что звезды и планеты (так же как Луна и Солнце) по-разному меняют свое положение на небе. Планеты перемещаются из одного созвездия в другое, а звезды неподвижны одна относительно другой. Солнце занимает центральное положение и выделяется своими размерами и массой, превосходя во много раз все остальные тела солнечной системы вместе взятые. Планеты тоже излучают энергию, но это лишь ослабленная энергия излучения Солнца, отраженная от их холодной поверхности. Звезды не принадлежат Солнечной системе. На самом деле и звезды перемещаются в пространстве друг относительно друга, но они так далеки от нас, что видимые их перемещения ничтожны. Но если звезды так далеки, что излучают почти так же как планеты, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений привел к мысли, что звезды — это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Галилей в 1718 году сравнил наблюдаемые им положения ярких звезд с положениями этих же звезд, которые были определены еще древнегреческими астрономами. Оказалось, хотя древние греки не очень точно определяли их положение (ошибка составляла несколько минут), что за прошедшие почти 2000 лет Сириус сместился почти на полградуса, а Арктур — на целый градус. Еще более существенные заключения удалось сделать после получения и анализа спектров звезд. Впервые их получил в

1824 году Фраунгофер1, а в 1864 году Секки2 пришел к выводу, что звезды, как и Солнце, состоят из газа, имеющего высокую температуру, и что по температуре звезд можно построить их спектральную классификацию. Это значит, что звезды излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому, теряя эту энергию, не могут не изменяться. Они должны проходить какой-то путь эволюции. Значение исследования звезд велико также для успешного изучения природы самого Солнца, сыгравшего решающую роль в возникновении и поддержании жизни на Земле. И, самое главное для нашего повествования, возникает новый вопрос: связаны ли какимнибудь образом между собой звезды? Влияют ли они друг на друга? Не образуют ли звезды, в свою очередь, обособленные системы, различного типа звездные скопления, эволюционирующие по каким-то своим законам.

Видимые звездные величины и светимость звезд

Остановимся еще на таком важном вопросе — как в астрономии определяют яркость звезд и галактик. Если в безлунную ночь взглянуть на небо, то наряду с яркими звездами, глаз видит менее яркие звезды и множество совсем слабых. Это различие блеска, при некоторых оговорках подчеркивает самую замечательную особенность звездного неба — его глубину. Но эта глубина, или точнее, определение расстояния до звезд — важнейшая и сложная проблема.

Световым потоком (I) называется количество энергии излучения звезды, падающее на единицу поверхности, перпендикулярной к лучу зрения в единицу времени. Оказалось, что световые потоки звезд сильно отличаются друг от друга. Например, световой поток Солнца в 2·1010 раз больше светового потока Сириуса. Столь большое различие в световых потоках звезд делает неудобным использование этой величины. Вместо нее употребляют так называемую видимую звездную величину m, которая определяется соотношением:

m = –2,5 lg I + C

1 Фраунгофер Йозеф (1787—1826) — немецкий физик, знаменитый оптик.

2 Секки Анджело Пьетро (1818 —1878) — итальянский священник и астроном, директор обсерватории Папского Григорианского университета, член Парижской академии наук, иностранный член-корреспондент Петербургской академии наук, среди астрономов получил неофициальный титул «отца астрофизики».

Здесь C — некоторая постоянная, выбранная так, чтобы видимые звездные величины соответствовали шкале древнегреческого астронома Гиппарха, который во II веке до нашей эры впервые разделил звезды на шесть величин в зависимости от их блеска. Разделение на звездные величины Гиппарх производил на глаз, причем так, чтобы звезды первой величины казались настолько ярче звезд второй величины, насколько те кажутся ярче звезд третьей величины и т. д. Гиппарху не было известно свойство человеческого глаза воспринимать геометрические соотношения яркости, как арифметические. Человеческий глаз устроен так, что, если в люстре последовательно зажигается 1, 3, 9, 27, 81, ..., то есть в каждый следующий раз в три раза больше одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. Это свойство не только зрения, но и других органов чувств, которое выработалось в процессе эволюции, чтобы, с одной стороны, воспринимать слабые раздражения и, следовательно, обеспечивать нужную реакцию организма на эти раздражения, а с другой стороны, чтобы смягчить влияние сильных раздражений и тем самым оберегать организм от их травмирующего действия. Приведенная формула как раз обладает тем свойством, что если световой поток (I) изменяется в геометрическом отношении, то видимая звездная величина (m) изменяется в арифметическом отношении, то есть увеличение светового потока в 100 раз соответствует уменьшению видимой звездной величины m ровно на пять единиц. Согласно предложению Гиппарха, назвавшего самые яркие звезды звездами первой величины, чем больше блеск звезды, тем меньше ее видимая звездная величина. Наибольшим блеском обладает Сириус, звездная величина которого отрицательна: –1,6. Видимая звездная величина Солнца — +26,7, а Луны в полнолунии — +12,5. Различие видимых звездных величин не может быть объяснено одним различием расстояний до них. Например, Сириус вдвое дальше, чем α Центавра, а его видимая звездная величина меньше, то есть блеск больше. Очевидно, что это можно объяснить тем, что Сириус излучает больше световой энергии, чем α Центавра. Количество световой энергии, излучаемой звездой в единицу времени, называется ее светимостью. Световой поток звезды зависит от ее расстояния до наблюдателя. Светимость же звезды от положения наблюдателя не зависит. Это непосредственная важнейшая физическая характеристика звезды. Например, светимость Солнца равна 4·1026 джоулей в секунду.

Известно, что для удобства сравнения предметов их располагают мысленно на одном и том же расстоянии — раз-