Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее

Так рождалась астрофизика - наука о строении небесных тел и происходящих на них процессах. Хотя ее истоки (в виде предварительной классификации звезд по блеску) относятся к античным временам, но более реальной датой ее рождения можно считать первые телескопические наблюдения Галилея, который высказал гипотезу о единой природе Земли и других планет. Здесь мы немного сосредоточим внимание на успешных попытках объединить телескоп с настоящей земной лабораторией, что позволило вести анализ строения и состава небесных тел так, словно их образцы доставлены на нашу планету.

История такого объединения начинается с открытия Ньютона, разложившего в 1666 году солнечный свет в разноцветный спектр с помощью стеклянной призмы. Закон зависимости преломления от цвета занял свое место в оптике и послужил Ньютону основой для корпускулярной модели света. Но в плане широкого практического применения это открытие оставалось в тени еще около двух столетий.

В 1802 году английский химик и физик, один из первооткрывателей инфракрасного и ультрафиолетового излучений Уильям Хайд Волластон (17661828) опубликовал небольшую заметку, где сообщил, что спектр солнечного света, пропущенного сквозь призму, содержит какие-то темные линии. Видимо, плохая оптика привела автора к неверному заключению, что линии зависят от яркости источника и вида призмы. На эту заметку никто, в том числе и автор, не обратил особого внимания.

И вот в 1814 году это явление переоткрыл молодой немецкий оптик Йозеф Фраунгофер (1787-1826), переоткрыл на совсем ином уровне. Фраунгофер, сын мастера-стекольщика, с детства занимался изготовлением оптических стекол и достиг в этом деле исключительного совершенства - его линзы и призмы составили, пожалуй, целую переходную эпоху между 18 веком и великолепной оптикой фирмы "Карл Цейсс", появившейся в последней четверти прошлого столетия.

В 1814 году, сотрудничая в одной из мюнхенских оптических фирм, Фраунгофер приступил к систематическим исследованиям преломляющих свойств различных прозрачных веществ. Он сразу же натолкнулся на темные линии в солнечном спектре и быстро убедился, что они - стабильная характеристика источника, не зависящая от призмы. Дело в том, что аналогичные линии Фраунгофер увидел в спектре обычной свечи, а потом и в спектрах планет. Кроме того, он нашел иной способ разложения света - с помощью искусно изготовленных дифракционных решеток, и получил довольно точные данные о длинах световых волн разного цвета.

Однако Фраунгофер не был профессиональным физиком или химиком и не стал заниматься поиском связи спектральных линий с химическим составом вещества. Он остановился на том, что спектры планет похожи на солнечный, а спектры звезд отличаются от него и иногда довольно сильно. Физико-химические же исследования начались заметно позднее.

В 1854 году в Гейдельберг переехал физик Густав Роберт Кирхгоф (1824-1887), чтобы помочь профессору химии Роберту Вильгельму Бунзену (1811 - 1899) в осуществлении большой программы по анализу состава газов. Следствием этой работы стало создание спектрального анализа. Благодаря удачному решению ряда чисто технических проблем Бунзен и Кирхгоф сумели очень точно описать всю видимую часть солнечного спектра и связать многие наблюдаемые линии с конкретным химическим составом нашего светила. Они обнаружили более 20 элементов, входящих в атмосферу Солнца.

Теперь стал виден ясный путь к пониманию состава небесных тел. Значимость работы Кирхгофа и Бунзена, частично подытоженной в книге "Химический анализ посредством наблюдений спектров" (1860), сравнима только с галилеевскими наблюдениями неоднородностей Луны и Солнца. Спектры открыли дверь и в атомно-молекулярный мир. В течение следующего полувека из их исследований выросла атомная физика. И именно анализ спектров привел в 20 столетии к появлению модели расширяющейся Вселенной. Но эти достижения еще впереди, а тогда стало ясно, что перед астрономией и физикой лежит необъятное море новой работы. Необходимо было получить и проанализировать спектральные портреты тысяч и тысяч звезд.

Так рождалась современная астрофизика.

Спектры сыграли выдающуюся роль и в определении геометрических параметров Вселенной в самых больших масштабах. Определение расстояний до звезд и их скоростей, несмотря на всевозрастающую мощность телескопов, оставалось довольно серьезной проблемой. Старые геометрические методы, блестяще оправдавшие себя при измерениях Солнечной системы, оказались беспомощными при обращении к очень далеким объектам. Даже самыми современными средствами невозможно обнаружить параллакс звезды, удаленной более чем на 100 световых лет, а, следовательно, нет прямого геометрического способа измерить расстояние и скорость.

Выход был найден в связи с работами австрийского физика и астронома Кристиана Допплера (1803-1853). В 1842 году он установил, что частота волнового процесса должна зависеть от скорости и направления движения источника. В соответствии с идеей Допплера, относительный сдвиг частоты приблизительно определяется отношением скорости источника к скорости распространения сигнала (звука или света): ??/?0 = +- v/c, где ?0 - частота для покоящегося источника, а знак выбирается в зависимости от направления движения источника. По правилу: + к нам, - от нас, т. е. частота убегающего источника уменьшается (красное смещение), а приближающегося - увеличивается (фиолетовое смещение).

Этот эффект, довольно легко наблюдаемый в акустике, трудно уловить в оптике, если скорость источника существенно меньше скорости света. Но именно так обстоит дело со звездами.

Лишь в 1868 году оптический допплер-эффект был обнаружен английским астрономом Уильямом Хэггинсом (1824 - 1910), изучавшим спектр Сириуса в своей частной обсерватории. Спектральные линии стали для Хэггинса своеобразными метками - именно их небольшое смещение позволило оценить скорость Сириуса*. Впоследствии для самых далеких объектов удалось связать между собой задачи определения скоростей и расстояний до них, и допплер-эффект стал надежным космологическим методом.

*Хэггинсу принадлежит заслуга в первичной спектральной классификации туманностей. Некоторые из них давали очень скудный спектр, т. е. были чисто газовыми образованиями. Туманность Андромеды имела спектр, в общем-то, близкий к звездному, и Хэггинс понял, что имеет дело с гигантским скоплением звезд.

Стоит добавить, что пионерские работы по астроспектроскопии (Кирхгоф, Бунзен, Хэггинс и другие) проводились без применения фотографии. Дело такого рода в смысле объема и качества полученного материала - истинный подвиг.

В истории внедрения спектрального анализа в астрономические исследования ясно чувствуется глубочайшая взаимосвязь в развитии различных областей познания. В сущности, излагая эволюцию астрофизических концепций, следовало бы параллельно давать картину развития наших представлений о веществе вдоль тех же исторических и философских вех... Скажем, возрождение атомизма связано с философией французского математика и теолога Пьера Гассенди (1592 - 1655), отделившего пространство и время от Бога и указавшего на внутренне присущие атомам свойства взаимодействия. Его концепции оказали огромное влияние на Ньютона и многих других английских физиков и философов. Это видно и в идее планет как центров тяготения, и в идее корпускул света. Наконец, это предопределило ньютоновскую модель абсолютного пространства-вместилища, а впоследствии и необходимость преодоления этой модели.

На протяжении нескольких столетий на небо обрушились все лучшие достижения физики, полученные в земных лабораториях. Этот процесс привел к совершенно новому взгляду на Вселенную, подготовил почву для резкого взлета в ее постижении, произошедшего уже в нашем веке. Этот прогресс воистину поразителен, если сопоставить видение Космоса как главным образом духовной категории, скажем, в "Божественной комедии" у Данте с сугубо материалистическим его восприятием на рубеже 19- 20 веков, когда едва ли не все принципиальные проблемы представлялись решенными или, во всяком случае, не слишком сложными.