Масштабы космоса сложно представить и еще сложнее — точно определить. Но благодаря гениальным догадками физиков, мы думаем, что хорошо представляем, насколько велик космос. «Давайте прогуляемся по Вселенной», — такое приглашение сделал американский астроном Харлоу Шепли перед аудиторией в Вашингтоне, округ Колумбия, в 1920 году. Он принимал участие в так называемой Большой Дискуссии, посвященной масштабам Вселенной, вместе с коллегой Хибером Кертисом.
Шепли полагал, что наша галактика Млечный Путь была 300 000 световых лет в поперечнике. Это в три раза больше, чем думают сейчас, но для того времени измерения были вполне неплохие. В частности, он рассчитал в целом правильные пропорциональные расстояния в пределах Млечного Пути — положение нашего Солнца относительно центра галактики, к примеру.
В начале 20 века, впрочем, 300 000 световых лет казались многим современникам Шепли каким-то абсурдно большим числом. А мысль о том, что другие спиральные галактики вроде Млечного Пути — которые были видны в телескопы — были такими же большими, вообще не принимали всерьез.
Да и сам Шепли считал, что Млечный Путь должен быть особенным. «Даже если спирали представлены звездами, они не сравнимы по размеру с нашей звездной системой», говорил он своим слушателям.
Кертис не согласился. Он думал, и это было правильно, что во Вселенной было много других галактик, разбросанных подобно нашей. Но его отправной точкой было допущение, что Млечный Путь был намного меньше, чем подсчитал Шепли. По расчетам Кертиса, Млечный Путь был всего 30 000 световых лет в диаметре — или в три раза меньше, чем показывают современные расчеты.
В три раза больше, в три раза меньше — речь идет о таких огромных расстояниях, что вполне понятно, что астрономы, размышлявшие на эту тему сто лет назад, могли так ошибаться.
Сегодня мы достаточно уверены, что Млечный Путь где-то между 100 000 и 150 000 световым годами в поперечнике. Наблюдаемая Вселенная, конечно, намнооооооого больше. Полагают, что ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет. Но с чего такая уверенность? Как вообще можно измерить что-то такое с Земли?
С тех пор, как Коперник заявил, что Земля не является центром Солнечной системы, мы всегда с трудом переписывали наши представления о том, чем является Вселенной — и особенно насколько большой она может быть. Даже сегодня, как мы увидим, мы собираем новые свидетельства касательно того, что целая Вселенная может быть гораздо больше, чем мы думали недавно.
Кейтлин Кейси, астроном из Университета штата Техас в Остине, изучает Вселенную. Она говорит, что астрономы разработали набор хитроумных инструментов и систем измерения, чтобы подсчитать не только расстояние от Земли до других тел в нашей Солнечной системе, но и пропасти между галактиками и даже до самого конца наблюдаемой Вселенной.
Шаги к измерению всего этого проходят через шкалу расстояний в астрономии. Первая ступень этой шкалы довольно проста и в наши дни полагается на современные технологии.
«Мы можем просто отразить радиоволны от ближайших планет в Солнечной системе, вроде Венеры и Марса, и измерить время, которое понадобится этим волнам, чтоб вернуться на Землю, — говорит Кейси. — Измерения, таким образом, будут очень точными».
Большие радиотелескопы вроде Аресибо в Пуэрто-Рико могут делать эту работу — но они также способны на большее. Аресибо, например, может обнаруживать астероиды, летающие вокруг нашей Солнечной системы и даже создавать их изображения, в зависимости от того, как радиоволны отражаются от поверхности астероида.
Но использовать радиоволны для измерения расстояний за пределами нашей Солнечной системы непрактично. Следующая ступень в этой космической шкале — это измерение параллакса. Мы делаем это постоянно, даже не осознавая. Люди, как и многие животные, интуитивно понимают расстояние между собой и объектами, благодаря тому, что у нас есть два глаза.
Если вы держите объект перед собой — руку, например — и смотрите на него одним открытым глазом, а затем переключаетесь на другой глаз, вы видите, как ваша рука слегка сдвигается. Это называется параллаксом. Разницу между этими двумя наблюдениями можно использовать для определения расстояния до объекта.
Наш мозг делает это естественным образом с информацией из обоих глаз, и астрономы делают то же самое с ближайшими звездами, только используют другие органы чувств: телескопы.
Представьте, что в космосе плавает два глаза, по обе стороны от нашего Солнца. Благодаря орбите Земли, у нас имеются эти глаза, и мы можем наблюдать смещение звезд относительно объектов на фоне, используя этот метод.
«Мы измеряем положение звезд в небе, скажем, в январе, а потом ждем шесть месяцев и измеряем положение тех же звезд в июле, когда оказываемся по другую сторону Солнца», говорит Кейси.
Тем не менее есть порог, за которым объекты уже так далеки — около 100 световых лет — что наблюдаемое смещение слишком малое, чтобы обеспечить полезный расчет. На этом расстоянии мы все еще будем далеки от края нашей собственной галактики.
Следующий шаг — установка по главной последовательности. Он опирается на наше знание того, как звезды определенного размера — известные как звезды главной последовательности — развиваются с течением времени.
Во-первых, они меняют цвет, с возрастом становясь краснее. Точно измеряя их цвет и яркость, а после сравнивая это с тем, что известно о расстоянии до звезд главной последовательности, которые измеряются методом тригонометрического параллакса, мы можем оценить положение этих, более далеких звезд.
Принцип, который лежит в основе этих вычислений, заключается в том, что звезды одной массы и возраста будут казаться нам одинаково яркими, если бы находились на одном расстоянии от нас. Но поскольку зачастую это не так, мы можем использовать разницу в измерениях, чтобы выяснить, как далеки они на самом деле.
Звезды главной последовательности, которые используются для этого анализа, считаются одним из типов «стандартных свечей» — тел, величину которых (или яркость) мы можем посчитать математически. Эти свечи разбросаны по всему космосу и предсказуемо освещают Вселенную. Но звезды главной последовательности не единственные примеры.
Это понимание того, как яркость связана с расстоянием, позволяет нам понимать расстояния до еще более далеких объектов — вроде звезд в других галактиках. Подход как с основной последовательностью уже не будет работать, потому что свет этих звезд — которые в миллионах световых лет от нас, если не больше — трудно точно проанализировать.
Но в 1908 году ученый по имени Генриетта Суон Ливитт из Гарварда осуществила фантастическое открытие, которое помогло нам измерить и эти колоссальные расстояния. Суон Ливитт поняла, что существует особый класс звезд — цефеиды.
«Она заметила, что определенный тип звезды меняет свою яркость с течением временем, и это изменение яркости, в пульсации этих звезд, напрямую связано с тем, насколько они яркие по своей природе», говорит Кейси.
Другими словами, более яркая звезда класса цефеид будет «пульсировать» медленнее (в течение многих дней), чем более тусклая цефеида. Поскольку астрономы могут весьма просто измерить пульс цефеиды, они могут сказать, насколько яркая звезда. Затем, наблюдая за тем, насколько яркой она кажется нам, они могут рассчитать расстояние до нее.
Этот принцип аналогичен подходу с главной последовательностью в том смысле, что ключевой является яркость. Однако важно то, что расстояние можно измерить различными способами. И чем больше способов измерения расстояний у нас есть, тем лучше мы можем понять истинный масштаб наших космических задворок.
Именно открытие таких звезд в нашей собственной галактике убедило Харлоу Шепли в ее большом размере.
В начале 1920-х годов Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в ближайшей к нам галактике Андромеды и заключил, что она всего в миллионе световых лет от нас.
Сегодня, по нашим лучшим оценкам, эта галактика в 2,54 миллиона световых лет от нас. Стало быть, Хаббл ошибался. Но это нисколько не умаляет его заслуг. Потому что мы до сих пор пытаемся рассчитать расстояние до Андромеды. 2,54 миллиона лет — это число, по сути, является результатом относительно недавних расчетов.
Даже сейчас масштаб Вселенной сложно представить. Мы можем его оценивать, и очень хорошо, но, по правде говоря, точно вычислить расстояния между галактиками очень трудно. Вселенная невероятно большая. И нашей галактикой не ограничена.
Хаббл также измерил яркость взрывающихся белых карликов — сверхновых типа 1А. Их можно увидеть в довольно далеких галактиках, за миллиарды световых лет от нас. Поскольку яркость эти вычислений можно рассчитать, мы можем определить, насколько они далеки, как мы это сделали с цефеидами. Сверхновые типа 1А и цефеиды — примеры того, что астрономы называют стандартными свечами.
Есть еще одна особенность Вселенной, которая может помочь нам измерить действительно большие расстояния. Это красное смещение.
Если сирена кареты скорой помощи или полицейского автомобиля когда-нибудь проносилась мимо вас, вы знакомы с эффектом Доплера. Когда скорая приближается, сирена звучит пронзительнее, а когда удаляется, сирена снова стихает.
То же самое происходит с волнами света, только в мелких масштабах. Мы можем зафиксировать это изменение, анализируя спектр света удаленных тел. В этом спектре будут темные линии, поскольку отдельные цвета поглощаются элементами в источнике света и вокруг него — поверхности звезд, например.
Чем дальше объекты от нас, тем дальше в сторону красного конца спектра будут смещаться эти линии. И это не только потому что объекты далеки от нас, а потому что они еще и удаляются от нас с течением времени, благодаря расширению Вселенной. И наблюдение красного смещения света далеких галактик, собственно, предоставляет нам доказательство того, что Вселенная действительно расширяется.
Картик Шет, ученый NASA, предлагает такую аналогию: разместить точки на поверхности воздушного шара — каждая из которых будет представлять галактику — и затем надуть шар. По мере расширения резины, расстояние между точками на поверхности увеличивается. «Пока Вселенная расширяется, каждая галактика удаляется от других. Обычно волна должна быть такой же частоты, на которой она была излучена, но теперь пространство-время само растянулось, поэтому волна стала казаться длиннее».
Чем быстрее галактика удаляется от нас, тем дальше она должна быть — и тем больше красного смещения мы сможем обнаружить в свете, получив его на Земле. Опять же, именно Эдвин Хаббл открыл пропорциональную связь между его цефеидами в далеких галактиках и тем, сколько света из этих галактик прошло через красное смещение.
А теперь ключ нашей головоломки. Самое сильное красное смещение света, которое мы можем обнаружить в наблюдаемой Вселенной, показывает, что свет шел к нам из галактик, которым 13,8 миллиарда лет.
Поскольку это самый старый свет, который мы обнаружили, он также позволяет нам измерить возраст самой Вселенной.
Но в течение последних 13,8 миллиарда лет Вселенная постоянно расширялась — и поначалу делала это очень быстро. Принимая это во внимание, астрономы пришли к выводу, что галактики на краю наблюдаемой Вселенной, свет которых шел к нам 13,8 миллиарда лет, должны быть в 46,5 миллиардах световых лет от нас.
Это радиус наблюдаемой Вселенной. Умножьте его и получите диаметр: 93 миллиарда световых лет. Это число опирается на множество других измерений и научных изысканий, и это кульминация столетий работы. Но как говорит Кейси, оценка немного грубовата.
С одной стороны, учитывая сложность некоторых самых старых галактик, что мы можем обнаружить, непонятно, как они смогли образоваться так быстро после Большого Взрыва. Возможно, некоторые наши расчеты неправильны.
«Если одна из ступеней шкалы астрономических расстояний ошибается на 10%, тогда и другие ошибаются, поскольку они опираются друг на друга», говорит Кейси.
Все становится еще сложнее, когда мы пытаемся задумываться о Вселенной, которая лежит за пределами наблюдаемого. О «целой» Вселенной. В зависимости от того, какая теория больше вам по душе, целая Вселенная может быть конечна или бесконечна.
Недавно Мигран Варданян и его коллеги из Оксфордского университета в Великобритании проанализировали известные данные об объектах в наблюдаемой Вселенной, чтобы увидеть, что можно извлечь из этих знаний о форме целой Вселенной. Результаты привели к новым оценкам: целая Вселенная в 250 раз больше наблюдаемой.
Мы никогда не сможем увидеть эти далекие области. Но наблюдаемой Вселенной хватит большинству из нас. Для ученых вроде Кейси и Шета она бесконечно удивительна.
«Все, что мы узнали о Вселенной — о том, насколько она большая, насколько удивительны объекты в ней — мы сделали просто собрав эти фотоны света, которые прошли миллионы и миллионы световых лет, чтобы попасть в наши детекторы и камеры и умереть», говорит Шет.
«Это унизительно, — говорит Кейси. — Астрономия научила нас, что мы не в центре Вселенной, мы даже не в центре нашей Солнечной системы или галактики».
Однажды мы заберемся так далеко во Вселенную, что и представить трудно. Пока что мы можем только смотреть. Но и просто смотреть можно бесконечно далеко.
Масштабы космоса сложно представить и еще сложнее — точно определить. Но благодаря гениальным догадками физиков, мы думаем, что хорошо представляем, насколько велик космос. «Давайте прогуляемся по Вселенной», — такое приглашение сделал американский астроном Харлоу Шепли перед аудиторией в Вашингтоне, округ Колумбия, в 1920 году. Он принимал участие в так называемой Большой Дискуссии, посвященной масштабам Вселенной, вместе с коллегой Хибером Кертисом.
Шепли полагал, что наша галактика Млечный Путь была 300 000 световых лет в поперечнике. Это в три раза больше, чем думают сейчас, но для того времени измерения были вполне неплохие. В частности, он рассчитал в целом правильные пропорциональные расстояния в пределах Млечного Пути — положение нашего Солнца относительно центра галактики, к примеру.
В начале 20 века, впрочем, 300 000 световых лет казались многим современникам Шепли каким-то абсурдно большим числом. А мысль о том, что другие спиральные галактики вроде Млечного Пути — которые были видны в телескопы — были такими же большими, вообще не принимали всерьез.
Да и сам Шепли считал, что Млечный Путь должен быть особенным. «Даже если спирали представлены звездами, они не сравнимы по размеру с нашей звездной системой», говорил он своим слушателям.
Кертис не согласился. Он думал, и это было правильно, что во Вселенной было много других галактик, разбросанных подобно нашей. Но его отправной точкой было допущение, что Млечный Путь был намного меньше, чем подсчитал Шепли. По расчетам Кертиса, Млечный Путь был всего 30 000 световых лет в диаметре — или в три раза меньше, чем показывают современные расчеты.
В три раза больше, в три раза меньше — речь идет о таких огромных расстояниях, что вполне понятно, что астрономы, размышлявшие на эту тему сто лет назад, могли так ошибаться.
Сегодня мы достаточно уверены, что Млечный Путь где-то между 100 000 и 150 000 световым годами в поперечнике. Наблюдаемая Вселенная, конечно, намнооооооого больше. Полагают, что ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет. Но с чего такая уверенность? Как вообще можно измерить что-то такое с Земли?
С тех пор, как Коперник заявил, что Земля не является центром Солнечной системы, мы всегда с трудом переписывали наши представления о том, чем является Вселенной — и особенно насколько большой она может быть. Даже сегодня, как мы увидим, мы собираем новые свидетельства касательно того, что целая Вселенная может быть гораздо больше, чем мы думали недавно.
Кейтлин Кейси, астроном из Университета штата Техас в Остине, изучает Вселенную. Она говорит, что астрономы разработали набор хитроумных инструментов и систем измерения, чтобы подсчитать не только расстояние от Земли до других тел в нашей Солнечной системе, но и пропасти между галактиками и даже до самого конца наблюдаемой Вселенной.
Шаги к измерению всего этого проходят через шкалу расстояний в астрономии. Первая ступень этой шкалы довольно проста и в наши дни полагается на современные технологии.
«Мы можем просто отразить радиоволны от ближайших планет в Солнечной системе, вроде Венеры и Марса, и измерить время, которое понадобится этим волнам, чтоб вернуться на Землю, — говорит Кейси. — Измерения, таким образом, будут очень точными».
Большие радиотелескопы вроде Аресибо в Пуэрто-Рико могут делать эту работу — но они также способны на большее. Аресибо, например, может обнаруживать астероиды, летающие вокруг нашей Солнечной системы и даже создавать их изображения, в зависимости от того, как радиоволны отражаются от поверхности астероида.
Но использовать радиоволны для измерения расстояний за пределами нашей Солнечной системы непрактично. Следующая ступень в этой космической шкале — это измерение параллакса. Мы делаем это постоянно, даже не осознавая. Люди, как и многие животные, интуитивно понимают расстояние между собой и объектами, благодаря тому, что у нас есть два глаза.
Если вы держите объект перед собой — руку, например — и смотрите на него одним открытым глазом, а затем переключаетесь на другой глаз, вы видите, как ваша рука слегка сдвигается. Это называется параллаксом. Разницу между этими двумя наблюдениями можно использовать для определения расстояния до объекта.
Наш мозг делает это естественным образом с информацией из обоих глаз, и астрономы делают то же самое с ближайшими звездами, только используют другие органы чувств: телескопы.
Представьте, что в космосе плавает два глаза, по обе стороны от нашего Солнца. Благодаря орбите Земли, у нас имеются эти глаза, и мы можем наблюдать смещение звезд относительно объектов на фоне, используя этот метод.
«Мы измеряем положение звезд в небе, скажем, в январе, а потом ждем шесть месяцев и измеряем положение тех же звезд в июле, когда оказываемся по другую сторону Солнца», говорит Кейси.
Тем не менее есть порог, за которым объекты уже так далеки — около 100 световых лет — что наблюдаемое смещение слишком малое, чтобы обеспечить полезный расчет. На этом расстоянии мы все еще будем далеки от края нашей собственной галактики.
Следующий шаг — установка по главной последовательности. Он опирается на наше знание того, как звезды определенного размера — известные как звезды главной последовательности — развиваются с течением времени.
Во-первых, они меняют цвет, с возрастом становясь краснее. Точно измеряя их цвет и яркость, а после сравнивая это с тем, что известно о расстоянии до звезд главной последовательности, которые измеряются методом тригонометрического параллакса, мы можем оценить положение этих, более далеких звезд.
Принцип, который лежит в основе этих вычислений, заключается в том, что звезды одной массы и возраста будут казаться нам одинаково яркими, если бы находились на одном расстоянии от нас. Но поскольку зачастую это не так, мы можем использовать разницу в измерениях, чтобы выяснить, как далеки они на самом деле.
Звезды главной последовательности, которые используются для этого анализа, считаются одним из типов «стандартных свечей» — тел, величину которых (или яркость) мы можем посчитать математически. Эти свечи разбросаны по всему космосу и предсказуемо освещают Вселенную. Но звезды главной последовательности не единственные примеры.
Это понимание того, как яркость связана с расстоянием, позволяет нам понимать расстояния до еще более далеких объектов — вроде звезд в других галактиках. Подход как с основной последовательностью уже не будет работать, потому что свет этих звезд — которые в миллионах световых лет от нас, если не больше — трудно точно проанализировать.
Но в 1908 году ученый по имени Генриетта Суон Ливитт из Гарварда осуществила фантастическое открытие, которое помогло нам измерить и эти колоссальные расстояния. Суон Ливитт поняла, что существует особый класс звезд — цефеиды.
«Она заметила, что определенный тип звезды меняет свою яркость с течением временем, и это изменение яркости, в пульсации этих звезд, напрямую связано с тем, насколько они яркие по своей природе», говорит Кейси.
Другими словами, более яркая звезда класса цефеид будет «пульсировать» медленнее (в течение многих дней), чем более тусклая цефеида. Поскольку астрономы могут весьма просто измерить пульс цефеиды, они могут сказать, насколько яркая звезда. Затем, наблюдая за тем, насколько яркой она кажется нам, они могут рассчитать расстояние до нее.
Этот принцип аналогичен подходу с главной последовательностью в том смысле, что ключевой является яркость. Однако важно то, что расстояние можно измерить различными способами. И чем больше способов измерения расстояний у нас есть, тем лучше мы можем понять истинный масштаб наших космических задворок.
Именно открытие таких звезд в нашей собственной галактике убедило Харлоу Шепли в ее большом размере.
В начале 1920-х годов Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в ближайшей к нам галактике Андромеды и заключил, что она всего в миллионе световых лет от нас.
Сегодня, по нашим лучшим оценкам, эта галактика в 2,54 миллиона световых лет от нас. Стало быть, Хаббл ошибался. Но это нисколько не умаляет его заслуг. Потому что мы до сих пор пытаемся рассчитать расстояние до Андромеды. 2,54 миллиона лет — это число, по сути, является результатом относительно недавних расчетов.
Даже сейчас масштаб Вселенной сложно представить. Мы можем его оценивать, и очень хорошо, но, по правде говоря, точно вычислить расстояния между галактиками очень трудно. Вселенная невероятно большая. И нашей галактикой не ограничена.
Хаббл также измерил яркость взрывающихся белых карликов — сверхновых типа 1А. Их можно увидеть в довольно далеких галактиках, за миллиарды световых лет от нас. Поскольку яркость эти вычислений можно рассчитать, мы можем определить, насколько они далеки, как мы это сделали с цефеидами. Сверхновые типа 1А и цефеиды — примеры того, что астрономы называют стандартными свечами.
Есть еще одна особенность Вселенной, которая может помочь нам измерить действительно большие расстояния. Это красное смещение.
Если сирена кареты скорой помощи или полицейского автомобиля когда-нибудь проносилась мимо вас, вы знакомы с эффектом Доплера. Когда скорая приближается, сирена звучит пронзительнее, а когда удаляется, сирена снова стихает.
То же самое происходит с волнами света, только в мелких масштабах. Мы можем зафиксировать это изменение, анализируя спектр света удаленных тел. В этом спектре будут темные линии, поскольку отдельные цвета поглощаются элементами в источнике света и вокруг него — поверхности звезд, например.
Чем дальше объекты от нас, тем дальше в сторону красного конца спектра будут смещаться эти линии. И это не только потому что объекты далеки от нас, а потому что они еще и удаляются от нас с течением времени, благодаря расширению Вселенной. И наблюдение красного смещения света далеких галактик, собственно, предоставляет нам доказательство того, что Вселенная действительно расширяется.
Картик Шет, ученый NASA, предлагает такую аналогию: разместить точки на поверхности воздушного шара — каждая из которых будет представлять галактику — и затем надуть шар. По мере расширения резины, расстояние между точками на поверхности увеличивается. «Пока Вселенная расширяется, каждая галактика удаляется от других. Обычно волна должна быть такой же частоты, на которой она была излучена, но теперь пространство-время само растянулось, поэтому волна стала казаться длиннее».
Чем быстрее галактика удаляется от нас, тем дальше она должна быть — и тем больше красного смещения мы сможем обнаружить в свете, получив его на Земле. Опять же, именно Эдвин Хаббл открыл пропорциональную связь между его цефеидами в далеких галактиках и тем, сколько света из этих галактик прошло через красное смещение.
А теперь ключ нашей головоломки. Самое сильное красное смещение света, которое мы можем обнаружить в наблюдаемой Вселенной, показывает, что свет шел к нам из галактик, которым 13,8 миллиарда лет.
Поскольку это самый старый свет, который мы обнаружили, он также позволяет нам измерить возраст самой Вселенной.
Но в течение последних 13,8 миллиарда лет Вселенная постоянно расширялась — и поначалу делала это очень быстро. Принимая это во внимание, астрономы пришли к выводу, что галактики на краю наблюдаемой Вселенной, свет которых шел к нам 13,8 миллиарда лет, должны быть в 46,5 миллиардах световых лет от нас.
Это радиус наблюдаемой Вселенной. Умножьте его и получите диаметр: 93 миллиарда световых лет. Это число опирается на множество других измерений и научных изысканий, и это кульминация столетий работы. Но как говорит Кейси, оценка немного грубовата.
С одной стороны, учитывая сложность некоторых самых старых галактик, что мы можем обнаружить, непонятно, как они смогли образоваться так быстро после Большого Взрыва. Возможно, некоторые наши расчеты неправильны.
«Если одна из ступеней шкалы астрономических расстояний ошибается на 10%, тогда и другие ошибаются, поскольку они опираются друг на друга», говорит Кейси.
Все становится еще сложнее, когда мы пытаемся задумываться о Вселенной, которая лежит за пределами наблюдаемого. О «целой» Вселенной. В зависимости от того, какая теория больше вам по душе, целая Вселенная может быть конечна или бесконечна.
Недавно Мигран Варданян и его коллеги из Оксфордского университета в Великобритании проанализировали известные данные об объектах в наблюдаемой Вселенной, чтобы увидеть, что можно извлечь из этих знаний о форме целой Вселенной. Результаты привели к новым оценкам: целая Вселенная в 250 раз больше наблюдаемой.
Мы никогда не сможем увидеть эти далекие области. Но наблюдаемой Вселенной хватит большинству из нас. Для ученых вроде Кейси и Шета она бесконечно удивительна.
«Все, что мы узнали о Вселенной — о том, насколько она большая, насколько удивительны объекты в ней — мы сделали просто собрав эти фотоны света, которые прошли миллионы и миллионы световых лет, чтобы попасть в наши детекторы и камеры и умереть», говорит Шет.
«Это унизительно, — говорит Кейси. — Астрономия научила нас, что мы не в центре Вселенной, мы даже не в центре нашей Солнечной системы или галактики».
Однажды мы заберемся так далеко во Вселенную, что и представить трудно. Пока что мы можем только смотреть. Но и просто смотреть можно бесконечно далеко.
Оценили 4 человека
3 кармы