ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ ПАРАДОКС ОЛЬБЕРСА

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЙ ПАРАДОКС ОЛЬБЕРСА, один из классических космологических парадоксов, сформулированный в 1823 немецким астрономом и врачом Генрихом Вильгельмом Ольберсом (1758–1840). Кратко этот парадокс звучит так: «Почему ночью небо темное?» Проблема состоит в том, что если в бесконечном пространстве Вселенной равномерно рассеяны излучающие звезды, то в любом направлении на луче нашего зрения обязательно должна оказаться какая-то звезда, а значит, вся поверхность неба должна представляться нам ослепительно яркой, подобной поверхности Солнца; в действительности же ночное небо темное. Часто эту проблему называют также парадоксом Шезо – Ольберса, поскольку швейцарский астроном Жан Шезо (Jean-Philippe-Loys de Cheseaux, 1718–1751) высказал аналогичную идею еще в 1744. Однако можно вспомнить, что эту же проблему примерно в те же годы обсуждал Эдмонд Галлей (1656–1742), а еще раньше – Иоганн Кеплер (1571–1630), который в 1610 приводил факт темноты ночного неба как аргумент против безграничной Вселенной, заполненной бесконечным количеством звезд. Впрочем, еще в 1576 вопросом «Почему ночное тебо темное?» задавался английский математик Томас Диггес (Thomas Digges, 1546–1595).

Для объяснения фотометрического парадокса Ольберс предположил, что в межзвездном пространстве имеется рассеянное вещество, которое поглощает свет далеких звезд. Хотя спустя столетие межзвездное поглощение света действительно было обнаружено, оно не смогло разрешить фотометрический парадокс: в безграничной и вечной Вселенной, однородно заполненной звездами, сами пылинки нагрелись бы до температуры звездной поверхности и светились бы как звезды.

Позже немецкий астроном Хуго Зелигер (Hugo von Seeliger, 1849–1924) сформулировал другой космологический парадокс – гравитационный. Он заключается в том, что, согласно ньютоновской теории тяготения, в бесконечной Вселенной, однородно заполненной веществом, сила тяготения не имеет определенной конечной величины.

В рамках классической физики оба парадокса нашли разрешение в модели иерархического строения Вселенной, разработанной Карлом Вильгельмом Шарлье (1862–1934), профессором астрономии и директором обсерватории Лундского университета (Швеция). В 1908 он опубликовал новую теорию строения Вселенной; в окончательном виде она была изложена Шарлье в 1922. Согласно этой теории, Вселенная представляет собой бесконечную совокупность входящих друг в друга систем все возрастающего порядка сложности: отдельные звезды образуют галактику первого порядка, совокупность галактик первого порядка образует галактику второго порядка (Метагалактику), совокупность галактик второго порядка образует галактику третьего порядка и т.д. до бесконечности. На основании такого представления о строении Вселенной Шарлье пришел к выводу о том, что в бесконечной Вселенной фотометрический и гравитационный парадоксы устраняются, если расстояния между равноправными системами достаточно велики по сравнению с их размерами, что приводит к непрерывному уменьшению средней плотности космической материи по мере перехода к системам более высокого порядка.

Однако идея Шарлье не подтвердилась: изучив распределение далеких галактик, Эдвин Хаббл (1889–1953) и другие астрономы доказали, что в больших масштабах Вселенная однородна и изотропна. С другой стороны, открытое Хабблом расширение Вселенной показало, что чем дальше от нас галактики и их звезды, тем быстрее они от нас удаляются. Тогда некоторые исследователи решили, что один лишь эффект красного смещения может объяснить темноту ночного неба, поскольку свет, испущенный далекими звездами, достигая Земли, оказывается за пределом оптического диапазона спектра. Однако другие исследователи сходились во мнении, что более важным является ограничение возраста Вселенной: за время, прошедшее с начала расширения нашего мира (около 15 млрд. лет), до нас дошел свет лишь от ограниченного числа галактик (порядка 10 млрд.); этого слишком мало, чтобы сделать ночное небо светлым.

Окончательно фотометрический и гравитационный парадоксы были разрешены лишь в релятивистской теории эволюционирующей Вселенной, разработанной на основе общей теории относительности А. Эйнштейна (1879–1955).

Владимир Сурдин