Од најраните времиња, човекот се обидувал да го разбере универзумот не преку мерење на растојанија или големини, туку преку објаснување на она што директно го набљудувал. Камењата паѓаат надолу, пламенот се издига нагоре, небото изгледа непроменливо, а ѕвездите се движат на уреден начин. Од овие секојдневни физички искуства, со помош на логичко расудување, се градела слика за тоа како мора да биде уреден светот. Прашањата не биле „колку е далеку?“ или „колку е големо?“, не затоа што тие не биле сметани за важни, туку затоа што не постоеле средства и начини со кои таквите прашања можеа да се одговорат. Наместо тоа, вниманието било насочено кон прашања што можеле да се обработат со достапните алатки: зошто нешто се движи токму така и каде му е природното место во поредокот на светот. Во отсуство на прецизни инструменти и методи за мерење, логичкото објаснување и физичката интуиција станале основата на раната космологија.
Небранскиот небесен диск (околу 1600 п.н.е.)
Во античката мисла, особено кај Аристотел (384–322 п.н.е.), овој пристап резултирал со слика на универзумот како конечен, уреден и затворен систем. Земјата се наоѓала во центарот не поради симболика или верување, туку како логичен заклучок од неговата физика: сите тешки тела природно се движат кон центарот, а центарот е местото на природен мир. Бидејќи камењата паѓаат право надолу од каде и да се пуштат, мора да постои единствена централна точка кон која тежнее материјата. Од ова следело дека Земјата е сферична и неподвижна, и дека космосот има јасна хиерархија на движења и места. Во ваков свет, растојанијата постоеле, но не како нешто што треба да се измери, туку како последица на логички и физички нужности. Важно е да се нагласи дека големината на Земјата веќе била изненадувачки добро позната уште во 3 век п.н.е., Ератостен ја измерил обиколката на Земјата на околу 250.000 стадиони, користејќи ја разликата во аголот на сенките помеѓу Сиена и Александрија на летната краткоденица, што во современи единици одговара на Земјин радиус од приближно 6.300 километри. (поточната вредност што ја знаеме денес е 6.371 километри).
Crockett Johnson, Мерење на Земјата (Ератостен), околу 1960 година.Од серијата Математички слики (1960–1965). Smithsonian American Art Museum, Вашингтон, САД.
Оваа квалитативна слика на конечен и уреден космос добива и нумеричка скала во 2 век н.е. преку делото на Клавдиј Птоломеј (околу 100–170 н.е.), чијата Алмагеста станува авторитативен астрономски текст за повеќе од илјада години. Птоломеј ја комбинира Аристотеловата физика со прецизни геометриски модели на планетарното движење и, за разлика од Аристотел, се обидува да ги квантифицира растојанијата во космосот. Во неговиот систем, растојанието до Месечината изнесува околу 59 Земјини радиуси, растојанието до Сонцето околу 1.210 Земјини радиуси, а сферата на фиксните ѕвезди се наоѓа на приближно 20.000 Земјини радиуси. Иако овие бројки не произлегуваат од директни мерења, туку од геометриски претпоставки и модели усогласени со набљудувањата со голо око, тие создаваат внатрешно кохерентна и стабилна слика на универзумот: конечен, сферичен и релативно мал по денешни стандарди. Токму поради оваа кохерентност, Птоломеевата космичка скала е прифатена и пренесена низ доцната антика и средниот век, како во исламскиот свет така и во христијанска Европа. Подоцнежните научници ги усовршуваат математичките техники и параметрите, но не ја доведуваат во прашање големината на универзумот. Средновековната христијанска космологија го усвојува овој модел речиси целосно, интегрирајќи го во теолошка рамка во која физичкиот универзум е ограничен со сферата на фиксните ѕвезди, а надвор од неа се наоѓа нефизички, метафизички домен. Така, авторитативниот универзум долго време останува земјоцентричен, конечен и изненадувачки мал.
Илустрација од Алмагеста на Клавдиј Птоломеј, латинско печатено издание со коментар на Јоханес Региомонтанус, Венеција, 1496 година
Промената започнува со Никола Коперник, кој во 1514 година, во ракописот Commentariolus, покажува дека сложеноста на планетарните движења не е својство на небото, туку последица на тоа што ги набљудуваме од подвижна Земја. Оваа идеја станува јавно достапна дури во 1543 година, со објавувањето на делото De revolutionibus orbium coelestium, кое ја формулира хелиоцентричната слика на светот во целосна и систематска форма. Со поставување на Сонцето во центарот, целата геометрија на Сончевиот систем станува значително поедноставна. Сепак, кај Коперник растојанијата сè уште се релативни. Земја–Сонце е „една единица“, без физичка должина. Тој не ја мери големината на Сончевиот систем, но го формулира проблемот на начин што го прави мерлив во принцип.
Хенри-Жулиен Детуш, околу 1900 година. Галилео Галилеј му го демонстрира телескопот — изработен околу 1608 година — на Леонардо Донато, дуждот на Венеција.
Телескопските откритија на Галилео Галилеј, од 1609–1610 година, дополнително ја менуваат природата на доказот. Фазите на Венера и месечините на Јупитер покажуваат дека небесните тела се физички објекти во простор, подложни на набљудување и проверка. Универзумот престанува да биде апстрактна шема и почнува да изгледа како простор што може да се истражува.
Клучниот чекор го прави Јоханес Кеплер. Со неговите трудови „Нова астрономија“ (1609) и „Хармонија на светот“ (1619), преку своите три закони за планетарното движење, ја утврдува точната релативна скала на Сончевиот систем. Имено, ако растојанието Земја–Сонце го означиме како една единица, тогаш просечното растојание Марс–Сонце изнесува околу 1,52 единици, а за време на опозиција, кога Земјата и Марс се наоѓаат во иста линија со Сонцето, нивното меѓусебно растојание е приближно 0,52 единици. Ова значи дека, иако никој сè уште не знае колку е долга таа „една единица“, односите меѓу планетите се прецизно познати.
Кеплер се обидува и да ја определи вредноста на таа единица. Користејќи го привидниот аголен дијаметар на Сонцето и претпоставки за неговата физичка големина, тој проценува дека растојанието Земја–Сонце изнесува околу 3,4 до 3,5 милиони километри. Денес знаеме дека вистинската вредност е околу 149,6 милиони километри, што значи дека Кеплеровата проценка е значително потценета. Но важно е што самиот Кеплер јасно нагласува дека ова не е мерење, туку претпоставка, и дека само паралаксни набљудувања можат да го решат проблемот.
Тоа конечно се случува во 1672 година, со паралаксните мерења на Марс. Џовани Доменико Касини во Париз и Жан Рише во Кајена, Француска Гвајана, го набљудуваат Марс за време на опозиција. Двете локации се оддалечени приближно 7.000 километри, што обезбедува доволно голема базна линија за да се измери малата паралакса на Марс во однос на позадинските ѕвезди (што во суштина е примена на елементарна тригонометрија на триаголник со позната базна страна и измерен мал агол). Со споредување на аголните отстапувања, тие го пресметуваат растојанието до Марс, а преку Кеплеровите односи и растојанието Земја–Сонце. Добиената вредност за астрономската единица е околу 140 милиони километри, што е приближно 7% помало од денешната вредност. За првпат во историјата, ова фундаментално космичко растојание е добиено со јасна геометрија и проверливо мерење. За првпат, познатиот универзум (во суштина, Сончевиот систем) почнува да се разбира во приближно реални размери.
Во 18 век следи уште поамбициозен обид за подобрување на прецизноста преку транзитите на Венера. Овие настани се исклучително ретки, се појавуваат во парови разделени со осум години, а потоа не се случуваат повеќе од еден век, односно околу 105 до 121 година (последниот пат се случиле во 2004 и 2012, а следниот пат ќе биде во 2117, така да кој директно видел – видел, другите – ќе почекаме). Транзитите од 1761 и 1769 година биле единствената можност за цела генерација астрономи да го применат методот со паралакса за мерење на растојанието Земја–Сонце, преку транзитите на Венера, предложен од Едмонд Халеј во 1716 година. Кралското друштво во Лондон за унапредување на природното знаење затоа организира глобална научна кампања, испраќајќи експедиции на далечни точки на Земјата. Eкспедиција, предводена од Џејмс Кук, е испратена во Тахити, каде што е изградена привремена опсерваторија за набљудување на транзитот. Јавно објавената цел на мисијата била прецизно мерење на времената на контакт на Венера со работ на Сонцето, со цел да се добие подобра вредност за астрономската единица. Самите мерења биле сериозно отежнати од т.н. ефект на црната капка, оптичка појава што го замаглувала точниот момент на контакт. Како резултат, и покрај огромниот напор, добиената вредност за астрономската единица била околу 153 милиони километри, со точност од приближно 1–2%. Интересно е дека по завршувањето на оваа задача, Кук имал запечатени инструкции од Адмиралитетот да продолжи со истражување на јужниот Пацифик, во потрага по хипотетичниот континент Непозната Јужна Земја, потрага што во 1770 година довела до првото систематско европско истражување и картографирање на источниот брег на Австралија и до нејзино формално присвојување за Британија.
Набљудувачки скици од транзитот на Венера во 1769 година (Кук и Грин), кои го документираат ефектот на црната капка што ја ограничил прецизноста на паралаксните мерења.
Со Исак Њутн, растојанијата за првпат добиваат јасна физичка димензија преку законот за универзалната гравитација, кој ги поврзува движењата на небесните тела со нивните маси и меѓусебни далечини. Ова претставува фундаментално теоретско обединување, но и покрај тоа, прашањето за вистинските размери надвор од Сончевиот систем останува отворено сè до почетокот на 20 век. Следниот голем скок во космичките размери не доаѓа од погледот кон другите галаксии, туку од конечното разбирање на големината и структурата на Млечниот Пат. На почетокот на векот, Млечниот Пат сè уште често се замислувал како релативно мал систем, со Сонцето приближно во неговиот центар.
Ова гледиште се менува преку работата на Харлоу Шепли, кој меѓу 1918 и 1921 година ги користи глобуларните јата како космички маркери за растојание. Со мерење на периодите и сјајноста на Цефеидни и RR Lyrae променливи ѕвезди во овие јата, Шепли успева да ги процени нивните далечини и да ја реконструира нивната просторна распределба. Резултатот бил изненадувачки: глобуларните јата формирале огромен, приближно сферичен хало, чиј центар бил далеку од положбата на Сонцето. Ова значело дека Млечниот Пат е многу поголем отколку што се мислело, и дека Сончевиот систем се наоѓа далеку од неговиот центар. Шепли ја проценил големината на Млечниот Пат на околу 300.000 светлосни години во дијаметар (што претставувало преценување за приближно фактор два) и го поставил галактичкиот центар на растојание од околу 50.000 светлосни години од Сонцето. Современите мерења, усовршени преку радиоастрономија и проучување на движењето на ѕвездите, покажуваат дека дијаметарот на Млечниот Пат изнесува околу 100.000–120.000 светлосни години, а дека Сончевиот систем се наоѓа на растојание од приближно 26.000 светлосни години од галактичкиот центар. Иако апсолутната скала на Шепли не била точна, неговиот клучен заклучок бил револуционерен: Сонцето не зазема централна положба, а самиот Млечен Пат е структура далеку поголема од целиот универзум замислуван во предкоперниковата ера. Со тоа, познатиот универзум повторно драматично се проширува, но сè уште се смета дека Млечниот Пат ја опфаќа целата космичка стварност.
Оваа претпоставка конечно се напушта со работата на Едвин Хабл. По т.н. Голема дебата од 1920 година за природата на спиралните маглини, Хабл во 1924 година идентификува цефеидни променливи ѕвезди во Андромеда, со што за првпат директно ја мери нејзината далечина. Овие резултати се систематизирани во трудот „Цефеиди во спиралните маглини“ (1926), каде станува јасно дека спиралните маглини се всушност одделни, огромни галаксии, сместени далеку надвор од Млечниот Пат. Само неколку години подоцна, во 1929 година, Хабл во трудот „Врска меѓу растојанието и радијалната брзина кај вонгалактичките маглини“ ја формулира релацијата според која универзумот се шири, претворајќи ја космичката скала од статична во динамична.
Од тој момент, прашањето за големината на универзумот станува вистински космолошко. Благодарение на откривањето на космичкото микробраново позадинско зрачење во 1965 година и развојот на современата космологија, станува јасно дека постои космички хоризонт, одреден од староста и историјата на проширувањето на универзумот. Современата бројка за големината на набљудливиот универзум, со пречник од околу 93 милијарди светлосни години, се кристализира во раните 2000-ти, особено преку трудот „Големината на набљудливиот универзум“ (2004) на Џеј Ричард Гот и соработници. Оваа вредност произлегува од комбинација на староста на универзумот, брзината на неговото проширување и начинот на кој тоа проширување се менувало низ космичката историја.
Слика на космичкото микробраново позадинско зрачење (CMB) од сондата Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Извор: NASA / WMAP Science Team
Универзумот нема центар. Проширувањето не се одвива од една точка, туку од сите точки истовремено. Сепак, постои посебна космичка референца: космичко микробраново позадинско зрачење. Во рамката во која тоа зрачење изгледа изотропно, набљудувачот мирува во однос на космосот. Мерењата покажуваат дека Сонцето и Земјата се движат со брзина од околу 370 километри во секунда во однос на оваа рамка. Така, од свет во кој центарот бил нужност, стигнавме до универзум без центар, но со извонредно прецизно знаење за нашето движење во него.
Горан Петров,
27 декември, 2025.
