ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ ПАРАДОКС ШЕЗО-ОЛЬБЕРСА
Глядя на ночное небо, обычному человеку не приходит в голову вопрос: «Почему оно черное?», так как несколько часов назад он наблюдал закат Солнца, а Луна ещё не взошла. Обычная житейская логика подсказывает ему, что отсутствие «светильника» всегда связано с темнотой. Но сверкающие то тут, то там на небосводе звезды будоражат особо пытливый ум, как например английского математика Томаса Диггеса (1546 – 1595), который увлечённый достижениями астрономии и идеями Джордано Бруно (1548 – 1600) о бесчисленности миров, ещё до создания Галилеем телескопа в 1609 году, сделал предположение о том, что при бесконечности звёзд ночное небо должно было бы светиться так же как днём. Он возможно первый из европейских учёных предположил, что звёзды расположены на разных расстояниях от Земли.
Он исходил из следующего предположения. Пусть до нас доходит всего одна миллиардная доля излучения звезды, но миллиард звезд в секторе, который занимает Солнце должно обеспечить им соответствующую яркость, а поскольку секторов такой яркости столько, что они покрывают весь небосвод, то черного неба мы не можем наблюдать в принципе. Куда бы мы ни посмотрели, всюду бы мы видели ослепительный свет, как это описывают испытавшие клиническую смерть. Но реальность этот вывод опровергает.
Как и любой добросовестный учёный Диггес больше доверял экспериментальным данным, нежели теориям, поэтому он объяснил «черное небо» тем, что до нас не доходит свет от подавляющего большинства звёзд из-за их удалённости.
Проблему фотометрического парадокса также рассматривали Иоганн Кеплер (1571 – 1630), Отто фон Герике (1602 – 1686), и Эдмунд Галлей (1656 – 1742).
Кеплер считал, что «черное небо» является веским доказательством того, что Вселенная конечна, так как на видимом небосклоне не так уж и много звёзд, что бы обеспечить предполагаемый фотометрический эффект.
Герике разделял позицию Кеплера. Галлей считал, что наблюдаемый фотометрический парадокс объясняется недостаточной яркостью наблюдаемых звёзд.
В 1744 году швейцарский астроном Жан-Филлип де Шезо (1718 – 1751) опубликовал работу в которой описал свои наблюдения за кометой С/1743 Х1. [1] Во втором из восьми приложении этой книги Шезо разместил очерк «О силе света, его прохождении через эфир и расстоянии до неподвижных звёзд», в которой, следуя рассуждениям Диггеса и других своих предшественников, пришёл к выводу о том, что на фоне бесчисленных звезд, мы должны были бы видеть Солнце и Луну в виде темных пятен. В своих расчетах он оценил яркость небесной полусферы в 91850 раз ярче Солнца. [2]
Так же как и Томас Диггес Ж-. Шезо пришел к выводу:
«Громадное несоответствие между этим заключением и опытом свидетельствует, что либо сфера неподвижных звёзд бесконечна…, либо освещенность спадает быстрее, чем по закону обратных квадратов.»
Чтобы согласовать это противоречие Шезо предположил, что межзвёздное пространство заполнено некой пылевой средой, которая и поглощает излучение звёзд. [3]
Важным моментом в фотометрической гипотезе Шезо было определение расстояния до звезд, о чём впервые высказался Томас Диггес. Эту же проблему пытался решить и шотландский астроном Джеймс Грегори (1638 – 1675) который в 1668 году предложил для определения расстояния до звёзд использовать светимость и параметры планет Солнечной системы находящихся на внешних орбитах относительно Земли, например, Юпитера. [4] Шезо уточнил метод Грегори путем сравнения блеска Сириуса с блеском трёх планет Юпитер, Сатурн и Марс, и пришел к выводу, что расстояние до Сириуса около 1 пк. [5]
Важным замечанием в фотометрической гипотезе Шезо было то, что он предлагал учитывать эффект экранирования более дальних звезд ближними из-за яркости которых увидеть блеск расположенных за ними звезд не представляется возможным, как нельзя увидеть звездное небо на фоне солнечного света.
В 1823 году немецкий астроном, врач Генрих Вильгельм Маттиас Ольберс (1758 – 1840) в своей работе «О прозрачности пространства» пришел к такому же выводу, что и Шезо. Он так же считал, что фотометрический парадокс связан с поглощением света в межзвёздном пространстве. [6][7]
Несостоятельность выводов Шезо и Ольберса в 1848 году доказал английский астроном Джон Гершель (1792 – 1871) обосновывая это тем, что вещество не может поглощать энергию бесконечно и, достигнув своего равновесного состояния, процессы поглощения и отдачи энергии будут равны между собой. Иными словами, сколько энергии поглотит межзвёздная среда, столько же она и вернёт обратно. [8]
Для разрешения фотометрического парадокса Гершель предложил гипотезу фрактального распределения звезд, предполагая, что звёзды самопроизвольно группируются в небольших областях линейно расположенных друг за другом. При этом в остальных областях звезды отсутствуют полностью, что и обеспечивает наблюдаемый фотометрический эффект, с одной стороны за счёт звёздного экранирования, а с другой наличием линейных направлений с исчезающе малой плотностью звёзд. [9]
В том же 1848 году писатель и астроном-любитель Эдгар Аллан По (1809 – 1849) в своей работе «Эврика. Поэма в прозе» объяснил наблюдаемый фотометрический парадокс, тем, что основная масса звезд нашей Вселенной находится так далеко от нас, что свет от них до нас ещё не дошёл.
Эту же идею в 1861 году в своей книге «Популярная астрономия» высказал профессиональный немецкий астроном Иоганн Генрих Медлер (1794 – 1874), где он в частности писал:
«Скорость света конечна; конечное время прошло от начало творения до наших дней и мы, следовательно, можем наблюдать небесные тела только до расстояния, которое свет прошел в течении этого конечного времени…
Вместо того, чтобы говорить, что свет с этих расстояний до нас не дошёл, надо говорить, что он ЕШЁ не дошел до нас.»
Таким образом, вывод Медлера сводится к тому, что число видимых звёзд в обозримой области Вселенной мало, чтобы обеспечить необходимую светимость небосвода, но по мере того как до нас будет доходить свет более далеких звёзд небосвод будет светлеть.
В 1901 году к проблеме фотометрического парадокса обращается английский физик Уильям Томсон (более известный как лорд Кельвин, 1824 - 1907), который используя метод распределения звезд в наблюдаемой части Вселенной пришёл к выводу, что продолжительность жизни звёзд меньше времени необходимого для преодоления пространства разделяющего нас с ними, поэтому мы можем наблюдать только те звезды, которые находятся от нас на расстоянии не превышающем время их жизни, а их количество всегда конечно и не достаточно, чтобы обеспечить необходимую яркость небосвода.
В 1929 году американский астроном Эдвин Паулл Хаббл (1889 – 1953) установил, что наиболее удаленные астрономические объекты обладают как называемым «красным смещением», что дало основание ряду учёных считать его причиной наблюдаемого фотометрического парадокса, так как свет, испущенный от звезд удаленных от нас на расстояние более 10 млрд. лет не может дойти до нас в оптическом диапазоне.
Чтобы понять, почему в бесконечной Вселенной с бесконечным количеством звёзд небосвод над нами остаётся черным необходимо более внимательно присмотреться к звездному небу над головой. Для примера, обратим свой взор на всем известное для наших широт созвездие Большой Медведицы в виде ковша из семи звёзд, занимающее весьма внушительный сектор небосвода до 30 градусов, что в 60 раз превышает угловой диаметр Солнца.
Из всех известных звёзд этого созвездия, а их несколько десятков, невооруженным взглядом можно рассмотреть только семь (в скобках указано расстояние до звезды в св. годах и светимость относительно Солнца в %):
Мицар (78 св. лет, 679 %)
Мерак (79 св. лет, 620 %)
Алиот (81 св. год, 2893%)
Мегрец (81 св. год, 378%)
Фекда (84 св. года, 586%)
Бенетнаш (101 св. год, 888%)
Дубхе ( 124 св. года, 2754%)
Во-первых, обращает на себя внимание то, что яркость рассматриваемых звезд не зависит от расстояния до них, следовательно, можно сделать вывод о том, что она является индивидуальной характеристикой звезды, а не межзвёздного пространства. Звезд яркостью меньше Мереца мы на небосклоне не наблюдаем, это говорит о том, что свет от этих звёзд доходит до нас в столь мизерном количестве, что без соответствующего инструмента их увидеть просто не возможно, следовательно, и их вклад в яркость наблюдаемого сектора небосвода ничтожен, чтобы в целом изменить его светимость. К слову сказать, что звезду с яркостью нашего Солнца в этом созвездии увидит далеко не всякий телескоп.
Во-вторых, обращает на себя внимание плотность распределения видимых невооружённым взглядом звезд по условным плоскостям:
78 св. лет – 1 звезда;
79 св. лет – 1 звезда;
80 св. лет – 0 звёзд;
81 св. год – 2 звезды;
82 – 83 св. года – 0 звёзд;
84 св. года – 1 звезда;
85 – 100 св. лет – 0 звёзд;
101 св. год – 1 звезда;
102 – 123 св. лет – 0 звёзд;
124 св. года 1 звезда;
125 и более св. лет – 0 звёзд.
При такой плотности распределения звёзд в пространстве, их совокупной светимости ни при каких обстоятельствах не хватит, чтобы хоть как-то изменить освещенность наблюдаемого сектора. Такой же анализ, с тем же результатом можно провести для любого созвездия.
Таким образом, наиболее верно причину наблюдаемого фотометрического парадокса определили Кеплер и Галлей, которые объясняли его недостаточностью общего числа звезд, которые могут донести до нас свой свет, с одной стороны (Кеплер), и их недостаточной яркостью с другой (Галлей). Хотя предпосылки Кеплера относительно конечности Вселенной и были не верны.
[1] Комета впервые была замечена 29 ноября 1743 г. Яном де Мунком в Мидделюурге, затем 9 декабря того же года Дираком Клинкенбергом в Харлеме и 13 декабря Жанном-Филиппом де Шезо.
[2] В своей оценке Шезо использовал подход Томаса Диггеса в эквивалентности проекции солнечного диска на площадь небесной полусферы.
[3] Ошибка Шизо в этом случае заключалась в том, что закон сохранения энергии допускает некоторое торможение излучения, но в стационарном процессе эта среда должна излучать столько же энергии, что и поглощает. В этом случае фотометрический парадокс не устраняется.
[4] Метод использованный Грегори позволил оценить расстояние до Сириуса в 0,4 пк, в то время как реальное расстояние измеренное методом тригонометрического параллакса для стационарной Солнечной системы даёт значение 2,7 пк, а для динамической модели 44,5 пк (см. Возраст Вселенной 1: http://www.proza.ru/2016/07/22/102).
[5] Этой же проблемой занимался и Ньютон, который в дополнения к «Началам» определял расстояние до Сириуса около 0,5 пк.
[6] Значительный вклад Ольберса был сделан в изучение пояса астероидов между Марсом и Юпитером. На основании этих исследований он выдвинул гипотезу о том, что наблюдаемые астероиды являются остатками некогда разрушенной планеты Фаэтон. С 1820 года Ольберс прекращает врачебную деятельность и полностью посвящает себя астрономии.
[7] Не смотря на то, что в библиотеке Ольберса была обнаружена книга Шезо 1744 года, где тот описывает фотометрический парадокс, в своей работе «О прозрачности пространства» он ни разу её не упомянул, хотя в его конспектах обнаружены выписки из этой книги Шезо относительно обнаруженных им комет.
[8] Этот вывод был подтверждён в 1938 году академиком В.Г. Фесенковым (1889 – 1972), который доказал, что поглотив свет звёзд газо-пылевые туманности в таком же объёме переизлучают поглощенную ими световую энергию.
[9] В дальнейшем, предложенная Гершелем гипотеза, не нашла своего подтверждения. Вселенная оказалась изотропна во всех направлениях.