Коротка історія часу

Однак 1514 року польський священик Миколай Коперник запропонував простішу модель. (Попервах, боячись, певно, що церква затаврує його як єретика, він поширював свою модель анонімно). Його ідея полягала в тому, що нерухоме Сонце стоїть у центрі, а Земля та планети рухаються навколо нього по кругових орбітах. Минуло майже століття, перш ніж цю ідею сприйняли серйозно. Тоді два астрономи — німецький, Йоган Кеплер, та італійський, Ґалілео Ґалілей, — почали публічно підтримувати теорію Коперника, дарма що визначені в ній орбіти не зовсім збігалися зі спостережуваними. Нищівного удару Аристотелевій (Птолемеєвій) теорії завдано 1609 року, коли Ґалілео почав спостерігати нічне небо крізь телескоп, що його тільки-но винайшли. Вивчаючи Юпітер, Ґалілео з’ясував, що цю планету супроводжують кілька малих супутників, або ж місяців, які рухаються по орбітах навколо неї. Це означало, що не всі небесні тіла обертаються по орбітах навколо Землі, як уважали Аристотель і Птолемей. (Звісно, можна ще було припустити, що нерухома Земля міститься в центрі Всесвіту, а місяці Юпітера рухаються по надзвичайно складних траєкторіях навколо неї, створюючи враження, ніби вони обертаються навколо Юпітера. Але теорія Коперника була набагато простіша). Водночас Йоган Кеплер модифікував Коперникову теорію, припустивши, що планети рухаються не по колах, а по еліпсах (еліпс — видовжене коло). Нарешті передбачення почали відповідати спостереженням.

Що ж до Кеплера, то його здогад про еліптичні орбіти був лише гіпотезою ad hoc (для цього випадку) і, крім того, не зовсім красивою, бо еліпси, певна річ, менш досконалі, ніж кола. Майже випадково виявивши, що еліптичні орбіти якнайточніше відповідають спостереженням, він так і не зміг узгодити це відкриття зі своєю думкою про те, що планети обертаються навколо Сонця завдяки магнетним силам. Пояснення з’явилося набагато пізніше, 1687 року, коли сер Ісак Ньютон опублікував свої «Математичні основи натуральної філософії»[6] — чи не найважливішу з усіх працю, присвячену природничим наукам. У ній Ньютон не лише висунув теорію про те, як рухаються тіла в просторі й часі, а й розробив складні математичні методи, що дали змогу аналізувати цей рух. Крім того, Ньютон постулював закон всесвітнього тяжіння, згідно з яким усяке тіло у Всесвіті притягається до іншого тіла, і що більші їхні маси і менша віддаль між ними, то більша сила тяжіння. Саме вона змушує падати предмети на землю. (Історія про те, що Ньютон винайшов цей закон, надихнувшись яблуком, яке впало йому на голову, майже напевне невірогідна. Сам Ньютон завжди розповідав, що ідея гравітації спала йому на думку, коли він сидів «у споглядальному настрої» і «був спонуканий падінням яблука»). Далі Ньютон показав, що, відповідно до його закону, сила тяжіння змушує Місяць рухатися по еліптичній орбіті навколо Землі, а Землю та інші планети — по еліптичній траєкторії навколо Сонця..

Модель Коперника допомогла позбутися Птолемеєвих небесних сфер, а заразом і думки, що Всесвіт має якусь природну межу. «Нерухомі зорі» не змінюють свого положення, коли не брати до уваги кругового руху по небу, пов’язаного з тим, що Земля обертається навколо своєї осі. Тож цілком природно було припустити, що вони подібні до нашого Сонця, тільки набагато віддаленіші.

Ньютон розумів, що, згідно з його теорією гравітації, зорі мають притягатися одна до одної, і тому, здавалося б, не можуть залишатися зовсім нерухомими. Чи не впадуть вони всі разом у якійсь точці? 1691 року в листі до Ричарда Бентлі, ще одного провідного мислителя того часу, Ньютон стверджував, що так і справді могло б статися, якби ми мали тільки скінченну кількість зір у скінченній частині простору. Але, розважав він, якщо кількість зір нескінченна і вони розподілені більш-менш рівномірно в нескінченному просторі, то цього не станеться, бо немає ніякої центральної точки, до якої вони могли б падати.

Цей аргумент — приклад того, як легко вскочити в пастку, говорячи про нескінченність. У нескінченному Всесвіті будь-яку точку можна вважати за центр, бо кількість зір з усіх боків довкола неї нескінченна. Правильніше було б, як це зрозуміли згодом, розглянути скінченну систему, де всі зорі падатимуть одна на одну, а тоді знайти відповідь, як усе змінюватиметься, коли до цієї системи додавати дедалі більше зір, розподілених приблизно рівномірно поза нею. Відповідно до закону Ньютона, додані зорі майже ніяк не вплинуть на початкові, отже вони падатимуть із тою самою швидкістю. І хоч скільки додати зір, вони, як і перше, падатимуть одна на одну. Тепер ми вже знаємо, що нескінченної статичної моделі Всесвіту, де гравітація завжди притягальна, бути не може.