Космические рубежи теории относительности - Кауфман Уильям (читаем бесплатно книги полностью TXT) 📗
По-видимому, астрономия в большей мере, чем любая другая физическая наука, даёт нам возможность для осознания вышесказанного. На протяжении столетий многие самые важные и фундаментальные открытия в физике были сделаны благодаря изучению Вселенной. Например, движения планет демонстрируют учёным законы механики в их наиболее чистой и простейшей форме, не искаженные трением и сопротивлением воздуха, действующими в лабораторных условиях. Поэтому неудивительно, что Исааку Ньютону удалось сформулировать основы классической механики благодаря тому, что он постиг сущность движений в Солнечной системе. Не исключено, что тщательно обозрев рубежи современной астрономии, удалось бы предсказать пути развития науки в будущем.
История астрономических наблюдений насчитывает много веков, и астрономия по праву зовется древнейшей из наук. Тем более поразительно, как молоды многие представления о природе Вселенной. Ведь большинство понятий, которые можно встретить в каждой книге по современной астрономии, появилось менее ста лет назад, а многих проблем, обсуждаемых ныне астрономами - профессионалами, вообще не существовало десять - двадцать лет назад. Например, до середины прошлого столетия у астрономов не было чёткого представления о расстояниях до звёзд. Видимые положения звёзд на небе были, конечно, известны уже на протяжении тысячелетий, карты неба имелись почти у каждой цивилизации, и есть данные, что кроманьонский человек пытался изображать созвездия на сводах пещер в южной Европе. Однако непосредственные измерения истинных расстояний до звёзд были выполнены только в середине XIX в. Астрономы, конечно, сознавали, что если звёзды подобны нашему Солнцу, то они должны находиться на колоссальных расстояниях, поскольку они так слабо светят в ночном небе. Однако измерение этих огромных расстояний было сопряжено с большими практическими трудностями.
В течение многих столетий был известен и метод измерения расстояний до ближайших звёзд. Это метод тригонометрических параллаксов следует из повседневного опыта. Посмотрите на предмет, расположенный недалеко от вас, скажем на телеграфный столб, и запомните его положение относительно далёкого фона. По мере того как вы будете перемещаться в другую точку, вам будет казаться, что столб движется относительно фона (рис. 1.2). Точно такой же эффект параллакса можно наблюдать и у звёзд. Пусть астроном фотографирует одно и то же звёздное поле в два момента времени, разделённые интервалом в несколько месяцев. Поскольку Земля движется вокруг Солнца, эти снимки по необходимости будут сделаны из двух различных точек. Если в этом звёздном поле имеется близкая звезда, то при сравнении двух снимков её положение относительно фона далеких звёзд окажется смещенным (рис. 1.3), причем смещение обратно пропорционально расстоянию до звезды: чем дальше от нас звезда, тем оно меньше. Измерив параллактическое смещение, астрономы могут сразу же вычислить расстояние до звезды.
РИС 1.2 Параллакс и здравый смысл. Видимое положение близкого предмета (телеграфного столба) относительно далёкого фона зависит от положения наблюдателя.
РИС. 1.3. Параллакс и звёзды. При движении Земли вокруг Солнца кажется, что более близкая. звезда смещается относительно далеких звёзд.
Метод тригонометрических параллаксов играет важную роль в астрономии. Это один из тех немногих методов, которые позволяют непосредственно определять расстояния до звёзд. Поэтому измерение звёздных параллаксов знаменует для нас первый шаг за пределы Солнечной системы, а все последующие шаги так или иначе опираются на этот первый. К тому же большинство других методов определения расстояний косвенные и включают предположения, в справедливости которых можно усомниться. В методе же тригонометрических параллаксов сомнение может вызывать лишь точность наблюдений.
Главная трудность тригонометрических параллаксов состоит в том, что из-за огромных расстояний до звёзд точное измерение их параллактического смещения часто бывает затруднительным. До 1838 г. учёные просто не располагали инструментами, способными обеспечить необходимую точность. Лишь в 1838 г. Фридрих Бессель в Германии измерил параллакс звезды 61 Лебедя. Примерно в это же время Гендерсон на мысе Доброй Надежды и Василий Яковлевич Струве в России измерили параллаксы соответственно звезды α Центавра и Веги.
Если бы вам задали вопрос: «Каково расстояние от Нью-Йорка до Лос-Анджелеса по воздуху?», то вы могли бы выбирать из целого набора правильных ответов. Например, вы могли бы Ответить: «155 295 000 дюймов». Конечно, такой ответ очень точен, но звучит нелепо, если не комично, ибо дюйм - это совсем неподходящая единица для выражения расстояний между городами на поверхности Земли. Более удобной единицей измерения здесь будет миля, и предпочтительный ответ на вопрос о расстоянии между Нью-Йорком и Лос-Анджелесом будет «2451 миля».
Когда наконец стали известны расстояния до звёзд, потребовалось ввести новые единицы измерения. Выражать эти расстояния в километрах так же нелепо, как выражать расстояния между городами на поверхности Земли в дюймах или миллиметрах. Одна из наиболее удобных измерительных линеек или единиц длины, введенная для этой цели, - световой год. Световой год - это расстояние, которое проходит свет, движущийся со скоростью 300 000 км/с, за один год (Скорость света в вакууме равна 2,99793 • 1010 см/с. Для удобства всюду в этой книге мы будем использовать приближенное значение 300000 км/с.). Значит, один световой год приблизительно равен десяти триллионам километров.
Оказывается, используя в качестве измерительной линейки световой год, можно выразить расстояния до звёзд довольно компактными числами. Например, ближайшая к нам звезда α Центавра находится на расстоянии приблизительно 4 световых лет. Сириус - самая яркая звезда на небе - удалена на 9 световых лет, до Бетельгейзе, яркой красной звезды в созвездии Ориона, 590 световых лет, а до Ригеля, яркой голубой звезды в том же созвездии, 880 световых лет.
РИС. 1.4. Галактика. Эта фотография галактики в созвездии Эридана была сделана с помощью 5-метрового телескопа обсерватории Маунт-Паломар. Свету, попавшему на фотопластинку, потребовались миллионы лет, чтобы достичь Земли. (Фотография обсерватории Хэйла.)
Световой год - удобная единица для измерения межзвёздных расстояний, и почему бы нам не задуматься, не намекает ли природа тем самым на нечто гораздо более фундаментальное. К примеру, до Альдебарана, яркой красной звезды в созвездии Тельца, 68 световых лет. Это означает, что свет, улавливаемый глазом, когда мы смотрим на эту звезду, был испущен 68 лет назад, т.е. мы видим эту звезду такой, какой она была 68 лет назад, перед первой мировой войной. Ещё более далекие звёзды мы видим такими, какими они были в ещё более далёком прошлом. А когда астрономы фотографируют галактику, находящуюся на расстоянии 90 миллионов световых лет, свет, экспонировавший фотопластинку, начал путешествие к нам, ещё когда по Земле бродили динозавры (рис. 1.4). Итак, глядя на ночное небо, мы смотрим в прошлое; взгляд в глубины пространства равносилен взгляду назад во времени. Таким образом, мы пришли к неизбежному выводу, что время и пространство теснейшим образом связаны друг с другом, и, чтобы понять Вселенную, необходимо начать с признания союза пространства и времени как единого континуума, именуемого пространство-время. Теперь понятно, что, наблюдая звёздное небо подобно многим поколениям наших предков, мы пронизываем взглядом не только все три измерения пространства, но и четвертое измерение - время.
Что же такое пространство-время? Ещё в детстве мы с легкостью усвоили интуитивные представления о пространственных и временном измерениях. Мы узнали, что есть три пространственных измерения - вперёд и назад, влево и вправо, вверх и вниз. Мы - трёхмерные существа в трёхмерном пространстве - вольны перемещаться в любом направлении. Но по мере того, как проходят часы, месяцы и годы, мы перемещаемся также и во времени. Будучи трёхмерными существами, мы не вольны двигаться взад и вперёд в четвертом измерении - во времени. Мы рождаемся, стареем и умираем, и мы бессильны заставить стрелки часов двигаться назад или ускорить их ход (рис. 1.5).
