Фалес Милетский, переняв опыт египтян, в 585 году до н. э. предсказал солнечное затмение. Гиппарх составил первый звездный каталог, включив в него около 3000 звезд. Он же разделил звезды по блеску на 6 звездных величин, присвоив ярчайшим звездам первую величину, а еле-еле видимым невооруженным глазом – шестую. Евдокс определил угол наклона земной оси к эклиптике и (довольно неточно) максимальное угловое удаление Венеры от Солнца. Грекам, всегда тесно связанным с морем, требовались определенные астрономические знания хотя бы для морской навигации – и античные кормчие вполне сносно вычисляли географическую широту места (с долготой дело обстояло много хуже). Что до прочего, то домыслы в астрономии не просто допускались – они властвовали. Достаточно сказать, что великий Аристотель считал кометы не астрономическими объектами, а земными испарениями. Анаксагор же полагал Солнце сгустком огня, оторвавшимся от Земли вследствие ее вращения. Таковыми же он считал и звезды, а Луну полагал населенной живыми существами, за что был изгнан из Афин как безбожник и подрыватель основ.
В IV веке до н. э. Гераклид Понтийский заявил, что Земля вращается вокруг своей оси, а столетием позже Аристарх Самосский доказывал, что Солнце гораздо дальше от нас, чем Луна, и что оно больше Земли в 300 раз. А раз так, то вовсе не Земля, а Солнце является центром Вселенной, Земля же занимает подчиненное положение. Доказать это так, чтобы ни у кого не осталось сомнений, он не смог, но примечательно, что эти мысли высказывались за 1800 лет до Коперника. Большего античная наука предложить, видимо, и не могла, но отдельные взлеты мысли греческих ученых, право же, впечатляют.
Отдельная песня – «практическое применение» астрономии к бытовым нуждам людей, издревле известное под именем астрологии. Как только люди начали улавливать закономерности в движении небесных тел (29,5-суточный период обращения Луны, 2,1-летний цикл противостояний Марса, 12-летний цикл движения Юпитера по эклиптике и т. д.), у них возникло подозрение: за этими цифрами скрывается нечто большее и, вероятно, насущно важное. «Это «ж-ж-ж» неспроста», – примерно с таким же основанием утверждал Винни-Пух.
Уже упомянутый Лукиан Самосатский, писатель, весьма острый на язык, никогда не стеснявшийся морально уничтожать тех, кто, по его мнению, того заслуживал, в сочинении «Об астрологии» неожиданно отозвался о ней похвально и даже почти восторженно. Одно только «но»: он не разделял астрологию и астрономию. Предсказания, сделанные на основе анализа движения небесных тел, казались ему важными, но и «просто открытия» заслуживали, по Лукиану, всяческого внимания, а труд наблюдателей – уважения. Даже в том случае, если нет и в ближайшем будущем не предвидится практического применения этим открытиям. Почему? Да просто потому, что Лукиан понимал: лишнего знания не бывает.
Этого понимания был лишен император Тиберий, который изгнал из Рима астрологов, но простил тех из них, кто раскаивался и обещал оставить свое ремесло. Изгоняли астрологов и другие римские императоры: Клавдий, Вителлий и т. д. Конечно, изгнать жуликов, наживающихся на доверии простодушных обывателей, дело благое, но этак можно выплеснуть с водой и ребенка. В известном смысле астрономия выросла из астрологии, как прорастает крепенький шампиньон на навозном субстрате. Странно, что сам Тиберий верил пророчествам, гаданиям и гороскопам, но пусть мотивы поступков этого мрачного упыря исследуют историки – у нас другая тема[4].
И все же даже невеликий (по меркам нашей современности) уровень астрономических знаний античности был бы потерян в раннем Средневековье, если бы не Альмагест – под этим арабским именем известен 13-томный текст II века н. э., суммировавший астрономические знания прошлых веков и переведенный на арабский язык в IX веке. Слишком уж в те времена люди были заняты в Европе: варвары – грабежом и созданием раннефеодальных королевств, греки и римляне – попытками выжить, византийцы же тщились отвоевать утраченные империей территории, пока не истощились в этих попытках настолько, что в серьезный упадок пришла даже традиционно любимая учеными греко-римской цивилизации история, не то что астрономия.
Многие считают, что астрономия как наука до XIV–XV веков развивалась (если не считать Китая) практически только в мусульманском мире. Это не совсем так, хотя надо признать, что подавляющее большинство названий звезд – арабские, не говоря уже о звездных каталогах ас-Суфи, Абу Рейхана ал-Бируни и других ученых. Астрономия развивалась и в Индии, и в Армении, и даже в доколумбовой Америке. Хотя, говоря о Старом Свете, пожалуй, правильнее будет сказать, что она не столько развивалась, сколько поддерживалась на неком уровне, достигнутом еще в античности. Если прогресс и наблюдался, то был преимущественно «горизонтальным» – вширь, а не ввысь.
Но характерно, что в средневековую Европу, ученые которой были заняты чрезвычайно интересными и, главное, полезными спорами о том, например, сколько ангелов может поместиться на острие иглы, новые веяния пришли с Востока. На поверку они были довольно старыми – просто основательно забытыми в Европе. Скажем, Роджер Бэкон почерпнул идею о вечности и несотворимости материи у арабского философа Аверроэса, а никак не у античных авторов. По-настоящему же астрономические знания, сбереженные на Востоке, стали востребованными в Европе несколько позже – с началом Ренессанса и (особенно) Реформации. Отсюда лежит прямая дорога к осторожному Копернику, неистовому Джордано Бруно, любознательному Галилею, кропотливому Тихо Браге, гениальному Кеплеру, великому Ньютону и т. д. Рационализм европейцев оказался той благодатной почвой, на которой наконец-то взошли семена, посеянные еще в античности. Во многом умозрительные построения древних уступили место знаниям, полученным на основе точных наблюдений и измерений.
Так и хочется автоматически дописать «а также экспериментов». Увы, увы – с экспериментами в астрономии всегда было туго. Пожалуй, лишь метеориты можно было изучать экспериментально, но они были признаны гостями из космоса лишь в конце XVIII века. Только с наступлением космической эры астрономия понемногу начала превращаться в науку экспериментальную. Стукнуть ядро кометы специальным снарядом и посмотреть, что из этого получится, – типичный эксперимент. Предложить гипотетическим марсианским бактериям питательную среду для их бурного размножения – тоже эксперимент. Пока, правда, такие эксперименты немногочисленны и ограничены рамками Солнечной системы.
Еще хуже с космологией – эта структурная часть астрономии в принципе ограничена в области методологии, так как имеет дело с одним объектом – Вселенной, в которой мы живем и часть которой наблюдаем. Да и нет пока у человечества возможностей экспериментировать даже с одним объектом этаких масштабов…
Как изменялись со временем взгляды европейских ученых на Вселенную – тема интереснейшая, но не для этой книги. Здесь мы ограничимся современным состоянием научных знаний, причем не обо всей Вселенной, а лишь о невообразимо крошечной ее части – Солнечной системе.
Начать, правда, придется с макроскопических явлений и протянуть нить от грандиозных процессов рождения Вселенной к нашей современности.
По современным представлениям наша Вселенная образовалась в результате Большого взрыва примерно 13–14 млрд лет назад. Мы ничего не знаем о причинах взрыва и о физике этого процесса в диапазоне времени от нуля до 10-43 с. Эта величина – так называемое планковское время – маркирует собой временного границу, после которой к расширяющейся Вселенной можно применять известные нам законы физики, но до этой границы лежит область действия квантовой гравитации – науки, пока еще не созданной. В крайне молодой и очень горячей расширяющейся Вселенной шли процессы, сколько-нибудь подробное описание которых увело бы нас слишком далеко от темы этой книги. Нас интересует только эра вещества.
До 10-36 с материи еще нет – есть лишь так называемое скалярное поле, и Вселенная расширяется экспоненциально. Температура ее в момент рождения вещества чудовищна – порядка 1029 К. На 1035 с происходит рождение барионной асимметрии Вселенной, то есть барионов (представленных в то время кварками) родилось чуть больше, чем антибарионов. «Чуть» означает примерно одну миллиардную долю, но этого оказалось достаточно, чтобы впоследствии, после аннигиляции частиц и античастиц, Вселенная оказалась состоящей из вещества, а не из антивещества.
Существуют, правда, теории «холодного бариогенезиса», в которых рождение привычной нам материи с возникновением барионной асимметрии произошло гораздо позже – вблизи 10-10 с. Легко понять, что для нас сейчас эти тонкости не имеют значения.
К 10-10 с температура Вселенной за счет расширения упала до 1016 К. Вещество Вселенной – плазма. Она расширялась уже гораздо медленнее – по степенному закону. На 10-10 с произошел «электрослабый фазовый переход», когда силы единого электрослабого взаимодействия разделились на силы слабого взаимодействия и силы электромагнитные. Приобрели массу все известные нам элементарные частицы, безмассовым остался только фотон. Однако при столь больших температурах и плотностях о «нормальном» веществе говорить еще не приходится – во Вселенной могли существовать лишь кварки, нейтрино и частицы-переносчики слабого взаимодействия. Вселенная представляла собой своеобразный «кварковый суп». Лишь к моменту времени 10-4 с от Большого взрыва при температуре 1012 К из «слипшихся» кварков смогли наконец образоваться протоны и нейтроны. Аннигиляция вещества и антивещества привела к появлению громадного количества фотонов. На каждую частицу материи ныне приходится около миллиарда фотонов.
Существуют, правда, теории «холодного бариогенезиса», в которых рождение привычной нам материи с возникновением барионной асимметрии произошло гораздо позже – вблизи 10-10 с. Легко понять, что для нас сейчас эти тонкости не имеют значения.
К 10-10 с температура Вселенной за счет расширения упала до 1016 К. Вещество Вселенной – плазма. Она расширялась уже гораздо медленнее – по степенному закону. На 10-10 с произошел «электрослабый фазовый переход», когда силы единого электрослабого взаимодействия разделились на силы слабого взаимодействия и силы электромагнитные. Приобрели массу все известные нам элементарные частицы, безмассовым остался только фотон. Однако при столь больших температурах и плотностях о «нормальном» веществе говорить еще не приходится – во Вселенной могли существовать лишь кварки, нейтрино и частицы-переносчики слабого взаимодействия. Вселенная представляла собой своеобразный «кварковый суп». Лишь к моменту времени 10-4 с от Большого взрыва при температуре 1012 К из «слипшихся» кварков смогли наконец образоваться протоны и нейтроны. Аннигиляция вещества и антивещества привела к появлению громадного количества фотонов. На каждую частицу материи ныне приходится около миллиарда фотонов.
К исходу первой секунды жизни Вселенной ее температура упала «всего» до 10 млрд К. Это как раз характерная температура звездных недр. Что происходит в звездных недрах? Правильно, там идут ядерные реакции. Шли они и в очень молодой (но уже состоявшей из вещества) Вселенной. Но реакции реакциям рознь. Что же могло образоваться из первичного горячего и плотного скопища протонов и нейтронов за весьма ограниченное время?
Во-первых, дейтерий. Во-вторых, гелий-3 и гелий-4. И, наконец, литий. Последнего образовалось немного – не более 1 % от общей массы вещества во Вселенной. Дейтерия и двух изотопов гелия – несколько больше. Но все же основная часть протонов и нейтронов не успела прореагировать в отпущенный ей малый отрезок времени. Что до более тяжелых, чем литий, элементов, вроде бериллия или бора, то до образования сколько-нибудь заметного их количества дело просто не дошло – уже к двухсотой секунде от момента Большого взрыва расширяющаяся Вселенная успела остыть настолько, что ядерные реакции в ней прекратились.
Первые 50 тыс. лет во Вселенной доминировало излучение: плотность его энергии превышала плотность энергии вещества. Но так как первая зависит от размеров Вселенной в четвертой степени, а вторая – лишь в кубе, то рано или поздно должен был наступить момент доминирования вещества. Он и наступил – пока, впрочем, лишь для темной материи[5], не взаимодействующей с излучением. Казалось бы, что нам за дело до нее? Но именно темная материя, стекая в первичные, случайно возникшие и пока еще незначительные, гравитационные «ямы», начала «углублять» последние, подготавливая их для барионной материи.
Лишь спустя 300 тыс. лет после Большого взрыва излучение «отклеилось» от барионного вещества и получило возможность распространяться свободно. Температура Вселенной упала до 3000 К, и ядра получили возможность захватывать электроны. Барионная материя начала «сползать» в подготовленные темной материей гравитационные «ямы», подготавливая рождение крупномасштабной структуры Вселенной. Надо сказать, что каждая такая «яма» дала начало скоплению, а то и сверхскоплению галактик.
Отчего в молодой расширяющейся Вселенной возникли неоднородности, превратившиеся в гравитационные «ямы»? Вопрос, думается, лишен смысла. Гораздо труднее представить себе полностью однородную расширяющуюся Вселенную, лишенную каких бы то ни было, даже самых малых, флюктуаций плотности и температуры и сохраняющую однородность по мере расширения в бесконечность. Таких чудес в природе не бывает. А коль скоро флюктуации существуют, то в дальнейшем они будут только усугубляться. Температура же вещества будет все время падать и не станет препятствием к появлению в гравитационных «ямах» огромных облаков материи.
Так оно и происходило в действительности. Каждое такое облако имело определенную массу, температуру и некий интегральный момент вращения. В нем также возникали гравитационные «ямы» меньших размеров, куда стекало вещество. Со временем каждое облако делилось на меньшие облака, связанные друг с другом гравитационным взаимодействием, а те, в свою очередь, на еще меньшие. Так образовались скопления и меньшие, чем скопления, группы галактик вроде нашей Местной системы[6] и отдельные галактики.
Есть похожие галактики, но нет двух одинаковых. В 20-х годах XX века Эдвин Хаббл разделил галактики на три основных типа: спиральные (S), эллиптические (Е) и неправильные (Irr). В неправильные попали все галактики, которые не удалось причислить ни к спиральным, ни к эллиптическим.
Рассмотрим – в самом общем приближении – механизм формирования галактики. Мы увидим, что наша Галактика (часто называемая Млечным Путем) не зря относится к S-галактикам. Будь она Е-галактикой, в ней вряд ли могли бы образоваться в достаточном количестве планеты земной группы, а следовательно, вероятность возникновения жизни, тем более разумной, была бы малой, чтобы не сказать ничтожной.
Эллиптические галактики (рис. 1 на цветной вклейке) представляют собой более или менее сплюснутые сфероиды, состоящие из большого количества звезд – от десятков миллионов для карликовых Е-галактик до триллиона для сверхгигантских Е-галактик. Степень сжатия Е-галактик характеризуется цифровым индексом за буквой Е – от Е0 для сферических галактик до Е7 для сильно сжатых. Эллиптических галактик, более сжатых, чем Е7, не существует. Если галактика сжата сильнее, в ней уже образуются спиральные рукава, что выводит галактику из типа Е. Само собой, речь идет о реальном сжатии, а не о кажущемся, вызванном положением наблюдателя относительно галактики. В целом Е-галактики довольно невыразительны и в большинстве своем похожи друг на друга.
Спиральные галактики (рис. 2, 3 на цветной вклейке), напротив, демонстрируют разнообразие форм. Галактики подтипа Sa мало сплюснуты, их спиральные рукава не отходят далеко от обширного центрального балджа (окружающего галактическое ядро «вздутия», несколько напоминающего Е-галактику), не фрагментированы и не имеют ответвлений, а темная полоса пыли вдоль галактического экватора (характернейшая деталь S-галактик) довольно узка. Галактики подтипа Sc иные – у них маленькое ядро и совсем маленький балдж, если он вообще есть, рукава отходят от ядра резко, они фрагментированы и изобилуют ответвлениями, а пылевая полоса по экватору таких галактик мощная и широкая. Промежуточное положение между Sa и Sc занимают галактики подтипа Sb. Например, широко известная Туманность Андромеды (М31) относится к подтипу Sb, а Туманность Треугольника (М33) – к Sc. Хороший пример галактики Sa – М104 («Сомбреро»), см. рис. 4 на цветной вклейке.
Спиральные галактики могут отличаться друг от друга также по количеству спиральных рукавов. Часто их два, но не обязательно. Один из рукавов может быть «редуцирован» и превратиться в этакий едва заметный рудимент, и тогда у галактики по сути остается всего один рукав. Бывает, что у галактики развиваются три, четыре и более рукавов. У М33 три основных рукава и с десяток мелких, обрывочных. У галактики М63, известной под кличкой «Подсолнух», десятка два рукавов. У галактики М109 (рис. 5 на цветной вклейке), внешне похожей на нашу, четыре рукава, причем отходят они не от ядра, а от концов бара – перемычки, проходящей через ядро. Такие галактики с перемычками обозначаются как SBa, SBb и SBc.
Легко классифицировать галактики, глядя на них со стороны. Установить спиральную структуру нашего собственного Млечного Пути нам, находящимся внутри него, оказалось в высшей степени трудно. Теперь известно, что наша Галактика относится к подтипу SBb и имеет четыре основных спиральных рукава. Существуют и местные рукава – ответвления от основных. В одном из таких местных рукавов-ответвлений находится наша Солнечная система.
Казалось бы, к чему весь этот разговор об эволюции Вселенной и о галактиках, коль скоро тема книги – Солнечная система? Подождите немного, читатель, а пока поверьте на слово: это сделано не зря.
Во времена Хаббла считалось, что галактики в своем развитии проходят стадии от неупорядоченных Irr-галактик (рис. 6 на цветной вклейке) к Sc, Sb, Sa и далее к аккуратным (пусть и скучным) Е-галактикам. Этакое превращение дремучего леса во французский регулярный парк. Существовала и диаметрально противоположная точка зрения: галактики-де рождаются эллиптическими, затем в них развивается вращательная неустойчивость, что приводит к образованию спиральных рукавов, после чего галактика мало-помалу теряет структуру и становится неправильной. Словом, обратная эволюция: от регулярного парка – к дремучему лесу с буреломами.