Geum.ru

Учебно-методический комплекс по дисциплине «концепции современного естествознания» для всех специальностей

Вид материалаУчебно-методический комплекс

Содержание


История астрономии. Открытие Нептуна, перигелий Меркурия и новые загадки Вселенной
История астрономии. Выход за пределы Солнечной системы. Межзвездные расстояния
Галактический уровень познания Вселенной
Подобный материал:
1   ...   20   21   22   23   24   25   26   27   ...   54

История астрономии. Открытие Нептуна, перигелий Меркурия и новые загадки Вселенной

Высочайшим триумфом ньютоновской гравитационной картины мира стало открытие в 1846 г. восьмой большой планеты Нептун. Само существование ее и положение на небе (на определенный момент) было предвычислено по возмущениям, которые она вызывала в движении Урана. Эти загадочные отклонения, замеченные уже в конце XVIII в., пытались объяснять по-разному: одни допускали катастрофическое столкновение Урана с кометой, другие вновь начинали сомневаться в справедливости самого закона всемирного тяготения. Высказывалась гипотеза и о более далекой планете. Эту труднейшую небесно-механическую задачу решили независимо и почти одновременно — сначала, в сентябре 1845 г., молодой кембриджский математик Джон Кауч Адамс (1819—1892) (но его работа до 1850 г. из-за чрезмерной «осторожности» рецензента, королевского астронома Дж. Эри, не была опубликована), а летом 1846 г.— французский астроном Урбен Жан Жозеф Леверье (1811—1877). По указанию последнего планета и была обнаружена 23 сентября 1846 г. берлинским астрономом Г. Галле всего в 52' от расчетного места, как звездочка 8m. Имя для планеты было традиционно взято из греческой мифологии.

Орбита Нептуна, удаленная от Солнца в среднем на 4,5 млрд. км, расширяла не только границы Солнечной системы, но и границы познания. Поразительная точность научных предсказаний, казалось бы, навеки укрепила классическую ньютоновскую гравитационную картину Вселенной. Этому способствовали в немалой степени и дальнейшие труды обоих названных в связи с открытием планеты ученых. Адамc уточнил лапласову теорию «векового» ускорения Луны. Он же впервые уверенно определил орбиту нового, открытого в 1833 г. американцем Д. Олмстэдом, объекта в Солнечной системе — метеорного потока Леониды и показал, что орбита его сходна с кометной. Леверье на протяжении 30 лет провел первую капитальную ревизию теории движения Солнца и больших планет. На этом пути он открыл, однако, и первый эффект, необъяснимый в рамках ньютоновской гравитационной картины мира. Исследуя с 1843 г. движение Меркурия, Леверье к 1859 г. установил, что скорость, с которой перигелий его орбиты, как того и требовала теория возмущений, обращается вокруг Солнца, несколько больше теоретической, именно — на 38" (по современным данным на 43") в столетие. Эта дополнительная скорость перигелия Меркурия не могла быть объяснена классической теорией возмущений. (Сам Леверье пытался объяснить ее возмущающим действием гипотетической планеты, которую он назвал Вулканом, якобы расположенной ближе к Солнцу, чем Меркурий.) Объяснение было неожиданно найдено лишь в первой четверти XX в. на основе общей теории относительности Эйнштейна. Таким образом, один из тех, кто укреплял гравитационную картину Ньютона открытием Нептуна, ее же и пошатнул, обнаружив нечто, не согласующееся с нею. Необъятность свойств Вселенной снова напомнила о себе человечеству. В пределах гравитационной физической, ставшей уже классической к тому времени, картины мира появился еще не узнанный тогда предвестник новой грядущей научной революции. Проблема природы звезд и источника их неиссякаемой энергии была поставлена, по меньшей мере, более двух тысяч лет тому назад, но решалась долгие века чисто умозрительно. Уже некоторые древнегреческие натурфилософы считали звезды раскаленными телами. Но прочно идея горячих звезд, подобных Солнцу, утвердилась лишь как одно из следствий революции Коперника. Открытие в середине XIX в. закона сохранения энергии остро поставило вопрос о физическом источнике энергии Солнца и звезд. Первой попыткой его решения была гипотеза Р. Майера (1848 г.) о разогреве Солнца за счет падения на него метеоритов. (Аналогичная идея относительно комет была раньше высказана Эпинусом.) Но к более обоснованному научному исследованию проблемы можно было приступить лишь после открытия Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном в 1859 г. спектрального анализа. В результате уже в 1861 г. был дан ответ на вопрос, еще недавно считавшийся неразрешимым (вспомним опрометчивое высказывание на этот счет отца позитивизма О. Конта о принципиальной невозможности узнать когда-либо химический состав звезд, 1852): Кирхгоф первым определил химический состав солнечной (и, следовательно, звездных) атмосферы. Так была создана почва для формирования научно обоснованной картины природы звезд. Во второй половине XIX в. окончательно утвердилось представление о звездах, как о колоссальных газовых шарах, плотных и горячих в центральных частях и разреженных на периферии. Еще в середине прошлого века Гельмгольц и Кельвин предложили идею гравитационного сжатия такой газовой звезды как источника ее энергии. Однако вскоре выяснилось, что при этом Солнце оказывалось... моложе Земли! «Жизнь» его и других звезд исчислялась всего десятками миллионов лет. Между тем геологи уже утверждали, что Земля существует около миллиарда лет...

Из тупика науку вывел в начале XX в. выдающийся английский физик и астрофизик Джеймс Хопвуд Джине (1877—1946). В 1904 г. он смело экстраполировал на звездную Вселенную открытие, сделанное в 1903 г. П. Кюри и А. Лабордом,— самопроизвольное выделение тепла радиоактивными элементами. Механизм излучения за счет радиоактивности он представлял как аннигиляцию вещества, откуда заключил, что излучение звезд (если оно одной природы с радиоактивностью) также не зависит от температуры внутри них. И хотя идея аннигиляции была позднее оставлена, гениальная мысль Джинса — о внутриатомном характере источника внутризвездной энергии — легла в основу всех современных теорий эволюции звезд. Однако и после этого звездные недра оставались полной загадкой. Ключ к ее решению также был найден Джинсом. В 1917 г. он обратил внимание на то, что при звездных температурах вещество в недрах звезды должно быть полностью ионизовано... Таким образом, оно оказывается почти идеальным газом из электронов и положительных ядер, доступным математическому описанию! Для теоретического исследования возможной эволюции звезд Джине допускал аналогию в поведении быстро вращающейся звезды и массы вращающейся же несжимаемой тяжелой жидкости и развил свою теорию «жидких» звезд. Он предполагал, например, что двойные звезды получаются в результате разрыва быстро вращающихся одиночных. Хотя эта гипотеза вскоре была оставлена, его общая теория фигур равновесия вращающейся тяжелой несжимаемой жидкости оказалась чрезвычайно эффективным инструментом для исследования космических объектов. В первые десятилетия XX в. получила широкое распространение теория Джинса происхождения звезд... из спиральных туманностей, которые тогда еще рассматривались многими как сгущающиеся массы диффузной материи. Вместе с тем Джине пришел к выводу, что из такой быстро вращающейся уплощенной туманной массы не могут возникнуть планетные системы, и выдвинул (1916) свой вариант приливной космогонической планетарной гипотезы, согласно которой планетная система возникла в результате отделения от Солнца гигантского приливного выступа, возникшего якобы при случайном близком прохождении посторонней звезды. Но в начале 40-х годов от нее отказались, ибо она также не могла объяснить распределения момента количества движения в Солнечной системе.

История астрономии. Выход за пределы Солнечной системы. Межзвездные расстояния

В то время как существование упорядоченной планетной системы уже в XVII в. из ранга гипотез перешло в ранг доказанных фактов, мир звезд оставался целиком загадочным. Даже гениальный Кеплер предполагал, что все звезды сосредоточены в тонком сферическом слое вокруг Солнца, допуская даже, что этот слой состоит из твердого прозрачного вещества вроде льда... Хотя в другом месте Кеплер высказал мысль о... рождении звезд из тонкой материи Млечного Пути. Мы видели, что колоссальная протяженность и сложность звездного мира впервые проглянули сквозь телескоп Галилея, но и его основное внимание было поглощено проблемой планетной системы — гелиоцентризма. К тому же для детального изучения мира звезд нужна была еще целая эпоха развития самих телескопов. В отличие от единолично создававшихся фундаментальных направляющих идей, создание фактического, наблюдательного фундамента для их возникновения с развитием астрономии становилось делом все более коллективным. Умозрительная картина бесконечно удаленной сферы звезд, неподвижно закрепленных на этой сфере, уже не удовлетворяла исследователей неба второй половины XVII — начала XVIII вв. Предпринимавшиеся в течение всей истории астрономии, особенно в период утверждения гелиоцентризма, попытки измерения звездных параллаксов оставались безрезультатными до первой трети XIX в. Открытие Кеплером закона ослабления силы света с расстоянием (~ 1/r2) и измерение О. Ремером в 1676 г. скорости света позволили сделать первые фотометрические оценки удаленности звезд. Великий голландский физик и астроном, теоретик и виртуозный экспериментатор Христиан Гюйгенс (1629—1695) в своем (лишь посмертно опубликованном в 1698 г.) сочинении «Космотеорос» как завещание оставил астрономам наступавшего XVIII в., первый результат такой оценки, сделанной из сравнения блеска Солнца и Сириуса. Опиравшийся на надежную физическую основу, он поражал открывшейся впервые величиной межзвездных расстояний: луч света, пролетавший в 1 секунду около 300 тысяч километров, шел. от Сириуса до нас несколько лет! Подобная оценка с более близким к современным данным результатом (8 световых лет) была сделана снова в 1761 г. И. Ламбертом. Вторым существенным вкладом в фундамент будущей картины звездного мира стало открытие выдающимся английским астрономом Эдмундом Галлеем (1656—1742) собственного движения у звезд. Чтобы уточнить постоянную прецессии, Галлей сравнил координаты звезд в современном ему каталоге с измерениями Гиппарха и еще более ранними — Аристилла и Тимохариса (III в. до н. э.), приведенными в «Альмагесте» Птолемея. Помимо ожидаемых смещений всех звезд по долготе за счет прецессии, он отметил также известные уже в его время систематические смещения звезд по широте за счет изменения наклона экватора к эклиптике. «Однако три звезды: Палилисиум, или Глаз Тельца [Альдебаран], Сириус и Арктур,— писал он в статье 1718 г.,— прямо противоречили этому правилу». Широты названных звезд изменились «против правила» на десятки угловых минут! Сравнив для контроля положения тех же звезд, измеренные европейцами в IV и VI вв., Галлей сделал окончательный вывод о существовании реальных перемещений так называемых «неподвижных» звезд. Окончательно это открытие было признано в 70-е годы XVIII в., после того как Т. Майер и Н. Маскелин измерили собственные движения у десятков звезд. Но уже в первой половине XVIII в. еще при жизни Галлея это открытие было использовано другим его соотечественником Т. Райтом для построения модели звездного мира в виде совокупности островных вселенных. В первые десятилетия XVIII в. в поле зрения астрономов стали все более настойчиво вторгаться новые таинственные объекты — туманности. Несколько их было отмечено еще Птолемеем, который называл их «туманными звездами». Часть их уже Галилей разложил на звезды. Несколько туманностей отметил в XVII в. Я. Гевелий (1611-1687). Для дальнейшего развития астрономической картины мира исключительно важным было и то, что Галлей привлек впервые внимание астрономов к туманностям как особым самосветящимся космическим образованиям, играющим, по-видимому, существенную роль в структуре Вселенной. В статье 1715 г., посвященной этому вопросу, оспаривая мнение некоторых астрономов о том, что самосветящимися могут быть лишь «солнца» (т. е. звезды), Галлей описал шесть таких туманностей. Они были открыты (или переоткрыты) разными наблюдателями, начиная со второй половины XVII в. в различных созвездиях или их частях (астеризмах): в Мече Ориона, Поясе Андромеды, в Стрельце, Центавре (отмечена еще Птолемеем и переоткрыта в 1677 г. Галлеем), в Антиное (ныне часть созвездия Орла) и в Геркулесе (открыта в 1714 г. Галлеем).

Галлей заключил, что таких объектов во Вселенной «без сомнения» много больше, а поскольку они не имеют заметных годичных параллаксов (т. е. очень далеки от нас), то «они не могут не занимать огромных пространств». Размер туманных пятен, как писал Галлей, «быть может, не меньше, чем вся наша Солнечная система», и потому они представляют, добавлял он, чрезвычайно богатый материал для размышлений естествоиспытателям и особенно астрономам. Активным пропагандистом исследований туманностей выступил современник Галлея, английский теолог и естествоиспытатель Вильям Дерхэм (или, правильнее: Дарем, 1657—1735). Наиболее интересна с точки зрения дальнейшего развития, астрономической картины мира его небольшая последняя статья «Наблюдения среди неподвижных звезд явлений, называемых туманными звездами» (1733). Эти объекты он наблюдал с помощью 8-футового рефлектора и сообщил о них членам Лондонского королевского общества, «чтобы побудить других к дальнейшим наблюдениям этих объектов», так как считал, «что в них имеется намного более достойного тщательного исследования, чем думали до сих пор». Рассуждая о природе «туманных звезд», Дерхэм, в отличие от Галлея, пришел к заключению, что они не могут быть единичными телами, самосветящимися или отражающими свет, вроде Солнца, звезд или планет. Вместе с тем крайне слабое, нежное, совершенно однородное беловатое слияние туманностей даже при наблюдении в его не малый по тем временам телескоп не позволило ему допустить их сходство с Млечным Путем, звездный состав которого был известен со времен Галилея.

Вид этих «беловатых областей» наводил Дерхэма на мысль о скоплении «легких паров» в мировом пространстве (что оказалось справедливым лишь в отношении также наблюдавшейся им туманности Ориона). Дерхэм первым обратил внимание и на то, что таких «туманных звезд... много разбросано в разных частях неба». Это свидетельствовало о типичности явления для картины Вселенной. Чтобы помочь тем, кто пожелает исследовать их, он составил, по-видимому, наиболее ранний «каталог туманных звезд», в котором впервые указал и координаты объектов на 1600 г. (? и ?, правда, с неправдоподобно завышенной точностью — до 1"). Сами объекты он почерпнул, по его словам, из сочинения Гевелия «Предвестник астрономии». В каталог Дерхэма вошли 16 туманностей (одна в Поясе Андромеды, четыре в Козероге, две в Лебеде, три в Геркулесе, одна в Пегасе, по одной в созвездиях Щита, Весов и Большой Медведицы и две в Скорпионе). Кроме того, Дерхэм перечислил и шесть туманностей, описанных Галлеем. Дерхэм сам тщательно исследовал пять из галлеевых туманностей и только одну из них (в Антиное) отождествил со звездным скоплением и таким образом нашел в ней подобие Млечному Пути. По существу, это был первый шаг на пути к идее островной Вселенной, хотя, по-видимому, неосознанный самим Дерхэмом, поскольку природу большинства туманностей он истолковал совершенно ложно. Среди остальных туманностей Галлея Дерхэм впервые подметил отступление от сферической формы, указав, что между ними нет существенных различий, «только одни кругловатые, а другие более овальной формы». (Кстати, именно овальность, сплюснутость формы некоторых туманностей подсказала Мопертюи идею их вращения.) Но все они, продолжал Дерхэм» «без каких бы то ни было неподвижных звезд», которые могли бы быть причиной их свечения. Совершенно новым было заключение Дерхэма, что звезды, видимые в туманности Ориона, в действительности расположены много ближе к нам. (До него Галлей, напротив, полагал, что они просвечивают сквозь туманность.) Именно эти несколько звезд в туманности Ориона, явно недостаточные для того, чтобы вызвать равномерное свечение всей туманности, привели Дерхэма к правильному выводу, что «расстояние туманности должно быть больше, чем расстояние неподвижных звезд». Это побудило его детальнее исследовать туманность и заключить о подобных туманных пятнах, что «они, казалось, были так же далеко расположены позади неподвижных звезд, как любая из этих звезд далека от Земли». Этот вывод Дерхэма был особенно важным для формирования представлений о колоссальных масштабах Вселенной: ведь расстояния до звезд все еще оставались недоступными для прямых триангуляционных (по годичным параллаксам) измерений и оказывались чудовищно громадными по первым их фотометрическим оценкам (Гюйгенса). Вывод о колоссальных расстояниях туманностей привел Дорхэма (как и Галлея) к заключению о больших размерах самих «туманных звезд». Поэтому Дерхэм исключил возможность их существования как отдельных тел (что даже много позже допускал П. Мопертюи). В поисках иного объяснения природы туманностей Дерхэм пришел к своей известной и странной идее о том, что это, быть может, разрывы в небесной сфере (!). Правда, этот вывод Дерхэма был сделан в форме осторожного вопроса: «Не являются ли эти туманности особыми пространствами света, или, скорее, не могут ли они быть, по всей вероятности, расселинами или отверстиями в огромные регионы света позади звезд?». Так или иначе, Дерхэм вслед за Галлеем и еще более настойчиво поставил перед астрономами проблему туманностей как новой типичной детали Вселенной. В. Дерхэму принадлежат также два любопытных сочинения, изданных отдельными книжками в Лондоне и на первый взгляд имевших теологическое содержание. Это его «Физико-теология, или демонстрация бытия и атрибутов Бога через его работы по творению» (1713 г.) и «Астро-теология, или демонстрация бытия и атрибутов Бога через обзор неба» (1714 г.). Работы эти, к сожалению, малодоступны современному читателю. Но, без сомнения, обе, особенно вторая, должны были быть посвящены проблеме «мировой гармонии» — закономерностям мира в целом, его упорядоченности, иначе — космологии. Анализ подобных общих проблем, конечно, проводился в ту эпоху на ортодоксальной религиозной основе, являвшейся неизбежным и существенным элементом общефилософской картины мира.

Наличие коренных закономерностей природы отождествлялось с проявлением наивысшей упорядочивающей силы — сверхчеловеческого Разума, т. е. бога. В наши дни мы назвали бы эти проблемы проблемами космологии и философскими проблемами естествознания. Таким образом, Вильям Дерхэм может быть причислен к ученым (особенно в астрономии), стремившимся проникнуть в коренные проблемы мироздания и общей картины мира и внесшим в эту картину новые черты. Известный французский физик, математик и астроном Пьер Луи Моро де Мопертюи (1698—1759) одним из первых откликнулся на призыв Дерхэма. В сочинении 1742 г. «Рассуждение о фигуре [форме] звезд» он рассмотрел проблему маленьких светлых пятен на небе, или туманных звезд, использовав новые списки таких объектов Гевелия и Галлея (явно по статье Дерхэма 1733 г.). Как писал позднее Кант об этом сочинении Мопертюи, именно оно обратило его внимание на «звездные туманности... которые имеют форму более или менее открытых эллипсов» и что сам Мопертюи «считает их большими светящимися массами, которые сплющились от чрезвычайно сильного вращения». Этот второй вывод (в отличие от первого — туманности как единичные плотные тела) был правильным и оказал сильное влияние на Канта при разработке им своей космологической концепции. Считая их одиночными, Мопертюи понимал, что сочетание в них заметных угловых размеров (тогда как звезды всегда выглядели точками) и слабость общего их свечения делало их совершенно необычными — либо чудовищно далекими и тогда невероятно громадными, либо же близкими и невероятно слабыми по истинному свечению. Мопертюи считал, что только определение их действительных расстояний может решить проблему. Любопытно, что у Мопертюи (одновременно с выходом известного космологического сочинения Т. Райта, где излагалась его концепция островных вселенных) вышла работа «Очерк космологии», которая, как представляется, не может не заинтересовать современных историков космологии. Фактологический вклад в проблему туманностей был сделан во второй половине XVIII в. двумя французскими астрономами — Николя Лакайлем (1713—1762), который добавил в их список 52 туманности южного неба, и Шарлем Мессье (1730—1817). Последний опубликовал в 1771 г. и затем в 1783—1784 гг. вторым изданием большой список из 103 туманностей, хотя лишь со вспомогательной целью (чтобы не путать с ними новые кометы, известным и удачливым «ловцом» которых он был.

Галактический уровень познания Вселенной

Имя шведского ученого, философа, теолога Эммануэля Сведенборга (1688—1772) связывается обычно с его мистико-религиозными попытками исследовать несуществующий мир «духов», познать «истинного бога». Менее известна другая сторона деятельности Сведенборга — исследования во многих областях естествознания и техники, которые приходятся на первую половину его жизни. Между тем эта часть его деятельности позволяет назвать Сведенборга выдающимся ученым, идеи которого нередко опережали свое время, а некоторые перекликаются с научными идеями XX в. С его именем связано немало исследований в области математики, физики (особенно магнетизма), механики, астрономии, химии, геологии, минералогии, анатомии, физиологии, а также техники. Большая часть его работ (свыше ста) по естествознанию и технике была написана до 40-х годов XVIII в. Между прочим, именно Сведенборгу принадлежит первая вихревая модель атома как системы сложных частиц. Астрономические сочинения Сведенборга (первое вышло в 1707 г.) касались различных вопросов, например, злободневной тогда проблемы определения долготы на море с помощью наблюдений Луны. Но основным вкладом его в эту науку, вернее, в астрономическую картину мира стала его космолого-космогоническая концепция, разрабатывавшаяся с 1722 г. и опубликованная в 1729 и 1734 гг. (соответственно: «О принципах природы» и «Труды по философии и минералогии», т. 1, часть 3). В области космогонии Солнечной системы Сведенборг опирался на вихревую концепцию Вселенной Декарта, будучи одним из последних сторонников и защитников картезианской физики и философии. Однако его космогоническая планетная концепция отличается от картезианской. Планеты в ней предполагались образующимися из самого солнечного вещества. Эта идея, возможно, независимо многократно возрождалась в дальнейшем в гипотезах Бюффона, Канта, Лапласа, Чемберлина и Мультона и прочно укрепилась в космогонии планетной системы. По гипотезе Сведенборга, планеты сформировались в результате возникновения в солнечном веществе и постепенного развития вихря материи, который, ускоряясь, расширялся под действием центробежных сил. От внешних частей его в некоторый момент отделилось кольцо материи, разбившееся затем на отдельные массы — родоначальницы планет. Аналогично представлялось возникновение спутников из вещества протопланет.

Движение планет вокруг Солнца у Сведенборга объяснялось в духе Кеплера — Декарта — увлечением их околосолнечным вихрем. Ошибочная с точки зрения законов механики, космогоническая гипотеза Сведенборга содержала в то же время ценную идею эволюции материи во Вселенной. В основу космологической картины мира Сведенборг положил идею, согласно которой все явления и процессы в природе независимо от масштабов должны подчиняться некоторым общим принципам. Занимаясь особенно много изучением магнитных явлений, он считал, что правильное распределение мельчайших частиц материи относительно магнита должно проявляться и в распределении колоссальных космических тел — солнц. Отсюда он сделал вывод, что полоса Млечного Пути должна соответствовать некоторому особому направлению, относительно которого упорядочены звезды. Это направление понималось им либо как «ось» системы звезд (аналогично осп магнита), либо как ее экватор. Главная ценность гипотезы Сведенборга состояла в том, что упорядоченность звезд, по-видимому, впервые связывалась в ней с какой-то физической причиной, т. е. Млечный Путь определялся как реально существующая динамическая система звезд, удерживаемых вместе физическими силами. Идея реальной упорядоченности звезд была в эти же годы (1729—1734) высказана Т. Райтом, однако, на совершенно иных, теологических основаниях, и лишь к 1750 г. более или менее оформилась в его гравитационную концепцию островных вселенных. Позднее эту идею развили Кант и, независимо, Ламберт. На основе своего системного представления о структуре мироздания Сведенборг попытался создать универсальную картину природы, в которой объекты разных масштабов объединялись в общую цепь. Она охватывала объекты всех встречающихся и мыслимых в природе масштабов — от мельчайших частиц до грандиозных космических систем. Более того, Сведенборг, по-видимому, первым высказал идею космической иерархии — существования сложных систем высших порядков, элементами которых являются целые млечные пути, и т. д. (Такая идея была независимо высказана Кантом в 1755 г. и Ламбертом в 1761 г., который впервые разработал ее более детально.)