Астрономическая картина мира и ее творцы

теплых и холодных токов воздуха. Эта идея легла также и в основу его объяснения полярных сияний. Свои представления об атмосферном электричестве Ломоносов распространил на природу свечения кометных хвостов. Небезынтересно отметить, что при всей примитивности формы этих первых представлений именно они перекликаются с современными теориями образования и свечения некоторых типов кометных хвостов в результате взаимодействия «атмосфер» комет и «солнечного ветра».

Великий английский астроном Вильям Гершель (1738-1822) вошел в историю науки как знаменитый конструктор уникальных для его эпохи телескопов - рефлекторов с диаметром зеркала почти в 0,5 и 1,5 метра, как виртуозный наблюдатель и глубокий мыслитель, основатель звездной астрономии, родоначальник наблюдательного изучения нашей звездной системы - Галактики и открытого им безграничного мира «туманностей».

В мире звезд Гершель установил существование двойных и кратных звезд как физических систем, уточнил оценки блеска у трех тысяч звезд, обнаружил переменность у некоторых из них, первым отметил различное распределение энергии в спектрах звезд в зависимости от их цвета. Методом «черпков» в результате огромной наблюдательной работы Гершель к 1785 году установил общую форму нашей Галактики, довольно точно оценив ее сжатие (1/5) и сделал правильный вывод о ее изолированности в пространстве как одного из «островов» Вселенной.

Идею гравитационной конденсации как бы наглядно демонстрировалось при наблюдениях Гершелем колоссального разнообразия форм и вида туманностей. В результате он построил в 1791-1811 годах первую в истории науки общую звездно-космогоническую концепцию развития материи во Вселенной. Далеко не последнюю роль в этом сыграли его философские взгляды, сформировавшиеся в юности под влиянием выдающегося английского философа Джона Локка (1632-1704) - одного из первых материалистов. Еще в 80-е годы XVIII века Гершель много размышлял над общими проблемами строения и свойств материи, характера и причины различных сил, действующих в природе. В дальнейшем он убедился на собственном опыте астронома - наблюдателя в справедливости идеи развития все объектов в природе, в том числе космических.

Размышляя над причиной разнообразия внешнего вида млечных туманностей, он пришел к идее «сада», допустив, что эти объекты мы видим в разных стадиях их жизни, подобно деревьям. Под влиянием этой идеи он временно отошел от своих первоначальных более правильных представлений о природе и, следовательно, масштабах туманностей, приняв многие млечные туманности с яркими ядрами за одиночные протозвезды или группы протозвезд. Несмотря на эти конкретные ошибки сам метод морфологического подхода к изучению состояния космических объектов прочно вошел в астрономию и оказался плодотворным.

Последняя треть XVIII и первая четверть XIX веков в истории астрономии, да и не только в ней, были временем утверждения теории тяготения Ньютона. Вместе с тем по мере увеличения точности наблюдения появлялись новые отклонения движений планет от строго кеплеровых. Это вызывало порой сомнения в справедливости закона всемирного тяготения и, по крайней мере, в устойчивости Солнечной системы. В свое время уже Ньютон указывал, что эти отклонения - следствие того же закона и что дело здесь в сложном взаимодействии многих взаимно притягивающихся тел, искажающим, или, как стали говорить, так «возмущающем» правильное эллиптическое движение планет. Однако он не был уверен, что при этом сохранится навеки сама планетная система, что она устойчива. К концу XVIII века были созданы основы классической небесной механики, объяснившей сложную картину возмущенных движений небесных тел на единой основе закона всемирного тяготения. Эта грандиозная работа связано с целым созвездием блистательных имен, среди которых особенно ярки имена Ж. Л. Д. Аламбера, Л. Эйлера, А. Клера, Ж. Л. Лагранжа, но в первую очередь - П. С. Лапласа (1749-1827).

Проблема природы звезд и источника неиссякаемой энергии была поставлена по меньшей мере более 2000 лет тому назад, но решалась долгие века чисто умозрительно. Уже некоторые древнегреческие натурфилосолфы считали звезды раскаленными телами. Но прочно идея горячих звезд, подобных Солнцу, утвердилась лишь как одно из следствий революции Коперника.

Открытия в середине XIX века закона о сохранении энергии остро поставила вопрос о физическом источнике энергии Солнца и звезд. Первой попыткой его решения была гипотеза Р. Майера (1848 год) о разогреве Солнца за счет падения на него метеоритов. Но к более обоснованному научному исследованию проблемы можно было приступить лишь после открытия Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном в 1859 году спектрального анализа. В результате уже в 1861 году был дан ответ на вопрос, еще недавно считавшийся неразрешимым: Кирхгоф первым определил химический состав солнечной атмосферы. Так была создана почва для формирования научно обоснованной картины природы звезд.

С именем выдающегося американского астронома-наблюдателя Эдвина Пауэлла Хаббла (1889-1953) связанно создание современной внегалактической астрономии и второе за всю историю изучения неба непосредственное наблюдательное открытие универсальной космологической закономерности - эффекта «расширения вселенной».

В первой четверти XX века благодаря крупным успехам в различных областях астрофизики и совершенствованию астрономической наблюдательной техники возродился интерес к изучению мира туманностей. Природа туманностей, среди которых, как выяснилось к этому времени, большинство составляли спиральные, все еще оставалась не установленной.

Правда, с внедрением метода спектрального анализа у таких туманностей был открыт характерный для звезд спектр с линиями поглощения (В. Хеггинс, 1867 год). Однако неоднократные разочарования на догом пути разгадывания природы туманностей сделали астрономов более осторожными: не исключалось, что это скопление диффузной материи, которая лишь отражает свет окружающих звезд... С недоверием были встречены даже достаточно обоснованные оценки расстояний до некоторых спиральных туманностей по обнаруженным в них «новым звездам», сделанные в 1919 году Г. Кертисом и К. Лундмарком (соответственно, 500 и 900 тысяч световых лет до туманности Андромеды).

Между тем решение проблемы имело большое мировоззренческое значение. Оно должно было положить конец почти двухвековому спору о множественности «звездных вселенных», иначе, решить судьбу концепции островных вселенных. С этим решением связывали получение на главной вопрос космологии - о конечности или бесконечности Вселенной (последний вывод более гармонировал с идеей островных вселенных).

На протяжении первых двух десятилетий XX века благодаря фундаментальным исследованиям структуры Галактики американским астроном Харлоу Шепли (1885-1972) более распространенным стало мнение о единственности нашей звездной системы и о внутригалактическом положении всех наблюдаемых, в том числе спиральных туманностей. Кстати, сам Шепли, оценивший диаметр Галактики в 300 тысяч световых лет, вовсе не отрицал, как и Р. Проктор в свое время, возможности существования других подобных систем - галактик, пологая лишь, что из-за чудовищной удаленности их они пока не наблюдаются.

К 1920 году благодаря наблюдениям и оценкам главным образам Кертиса вновь стала оживать старая концепция островных вселенных. Но когда в апреле 1920 года в Вашингтоне состоялся знаменитый диспут между Шепли и Кертисом о природе спиральных туманностей, ни одна из сторон не могла одержать убедительной победы: не хватало прямых наблюдательных аргументов. Спустя всего четыре с небольшим года их представил Хаббл.

На фотоснимках, полученных Хабблом с 2,5-метровым рефлектором обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии 24 августа 1925 года отчетливо разложились на звезды внешние части трех ярких туманностей. Еще более ценным было то, что среди этих звезд он обнаружил цефеиды - переменные звезды хотя и меньшей, чем у новых звезд, но также громадной светимости, которую можно было более уверено определить по известному для этих звезд закону «период - светимость». Сравнив истинную светимость звезд с видимой, Хаббл по известной в астрофизике формуле, связывающей эти величины с расстоянием звезды, впервые получило убедительные значения для расстояний до самих звездных систем. Спиральные туманности оказывались далеко за пределами нашей галактики. По своим размерам эти туманности были сравнимы с нашей галактикой.

На основании первых наблюдений преобладания красных смещений в спектрах далеких галактик, еще до установления линейного закона «красного смещения» бельгийский астроном Ж. Леметр (1894-1966), независимо от А.А. Фридмана, выдвинул в 1927 году свою знаменитую идею возникновения Вселенной из одного «атома-отца» и ее расширения. В такой форме гипотеза была весьма удобной для религиозного истолкования природы и встретила поэтому резко критическое отношение со стороны философов-материалистов. Вместе с тем она соответствовала непосредственным наблюдениям и гармонировала с новой релятивистской физической картиной мира и поэтому привлекала внимание крупных физиков и астрономов, развивающих астрономические следствия релятивизма - А.С. Эддингтона и Э.А. Милна, хотя и по-разному понимавших сам релятивизм. В 30-е годы концепция Леметра была развита Эддингтоном как модель расширения Вселенной из первоначального плотного сгустка обычного вещества. Тогда же Милн, опираясь на собственную «кинематическую теорию относительности», дал свою интерпретацию разбегания галактик как результата взрывы сверхплотного сгустка некой особой «первичной» материи, из которой «на ходу» формировались затем звезды, галактики, планеты.

Как видно из вышеприведенных фактов, еще в XVIII веке в рамках гравитационной Ньютоновской картины мира возникло