Сколько же времени может понадобиться, чтобы произошли заметные изменения расстояний между галактиками в постоянно расширяющейся Вселенной? За какой период времени эти расстояния увеличатся, предположим, вдвое, по сравнению с нынешними?
Речь идет о поистине космическом времени, которое и представить себе трудно. Что может сравниться с ним? Только другие астрономические времена, такие как возраст Солнца, близкий к пяти миллиардам лет, или возраст Земли. Старейшим звездам Галактики около четырнадцати миллиардов лет. Свет от квазаров (самых далеких из наблюдаемых небесных тел) идет к нам примерно пятнадцать миллиардов лет. Современная наука не знает длительностей, превосходящих космическое время.
В механике Галилея – Ньютона время предстало непрерывным плавным потоком, скорость которого не зависела ни от чего в мире и везде и всюду считалась одинаковой. Те свойства времени, которые поддаются непосредственному восприятию в повседневном опыте, были осмыслены и описаны классической механикой.
Но это время макромира – мира, доступного наблюдению невооруженным глазом. О микромире – мире атомов и элементарных частиц, и о мегамире – мире огромных космических масштабов и скоростей в те времена можно было только строить предположения. Между тем классическая механика разобралась и сумела точно объяснить множество явлений макромира, связанных с движениями тел. Понимание времени, сложившееся у Галилея и четко сформулированное Ньютоном, легло в основу этих объяснений.
Абсолютное время, не подвластное никаким воздействиям, с раз и навсегда заданным темпом – вот исходная аксиома ньютоновской механики. Установленные и проверенные классической механикой свойства времени – это достижение, которое останется в науке навсегда. Однако и основоположникам классической механики было очевидно, что от четкого выяснения проявляющихся в макромире свойств времени до понимания его глубинного физического содержания еще очень далеко. Лишь в начале XX века, спустя почти триста лет, благодаря усилиям Альберта Эйнштейна и других ученых был сделан следующий крупный шаг на этом пути. Появляется теория относительности, которая впоследствии станет основой современного физического миропонимания.
Ньютоновская механика главенствует в макромире и применима только в нем. Как выяснилось, область ее ограничивается двумя важнейшими положениями:
1. Скорости движений, исследуемые классической механикой, должны быть малы по сравнению со скоростью света.
2. Силы тяготения, управляющие движениями тел, должны быть слабыми, чтобы эти тела не могли разогнаться до скоростей, сопоставимых со скоростью света.