Космология

Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии (см. Системы мира). Однако только в нашем веке смогла появиться современная наука о строении и эволюции Вселенной — космология. К этому времени А. Эйнштейн обобщил закон всемирного тяготения на случай сверхсильных гравитационных полей; без такого обобщения невозможно применение теории тяготения ко всей Вселенной (см. Гравитация). Создание крупных телескопов, развитие фотографической астрономии, спектроскопии, других новых методов наблюдений позволили изучить распределение галактик в пространстве и их движение на огромных расстояниях. Распределение вещества в пространстве — один из важнейших вопросов космологии.

Известно, что в Солнечной системе, в нашей звездной системе Галактике, так же как и в еще больших объемах Вселенной, вещество распределено крайне неоднородно: между планетами, звездами, звездными системами, галактиками, скоплениями галактик почти пустое пространство. Однако в очень больших масштабах — в сотни миллионов парсек — можно считать, что вещество распределено, вероятно, примерно равномерно. Если представить себе куб с ребром такого большого размера, помещенный в любом месте пространства Вселенной, в нем будет примерно одинаковое число галактик. Таким образом, можно считать, что вещество в больших масштабах распределено во Вселенной в среднем однородно.

Математическая теория (космологическая модель) однородной Вселенной, в которой к тому же по всем направлениям свойства одинаковы, была построена советским математиком А. А. Фридманом в середине 20-х гг. на основе теории тяготения Эйнштейна (см. Теория относительности). Фридман доказал, что из-за действия сил тяготения вещество Вселенной не может находиться в покое — Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься.

Вскоре американский астроном Э. Хаббл установил, что Вселенная расширяется (см. Расширение Вселенной). Галактики и их скопления удаляются друг от друга и от нашей Галактики со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. Так теория Фридмана была подтверждена наблюдениями.

Согласно теории Фридмана, в будущем Вселенная будет либо неограниченно расширяться, либо же расширение сменится сжатием, что зависит от средней плотности вещества во Вселенной и скорости расширения. Скорость расширения Вселенной известна (около 75 км/с для галактик, удаленных на 1 Мпс). При данной скорости расширения критическое значение плотности, от которого зависит, будет ли Вселенная расширяться или сжиматься, численно составляет 10^-29 г/см³. Действительная средняя плотность вещества во Вселенной известна не очень достоверно, но скорее всего она раз в десять меньше критической. Следовательно, Вселенная должна неограниченно расширяться. Вообще говоря, геометрические свойства пространства Вселенной определяются распределением и движением вещества. Так, например, в простейшей однородной модели Вселенной Фридмана вопрос о том, конечен или бесконечен объем пространства, определяется тем, больше или меньше средняя плотность вещества критического значения.

В последнее время основное внимание в космологических исследованиях уделяется исследованию физических процессов, протекающих в ходе эволюции Вселенной. Ученые пытаются понять, что было в самом начале расширения Вселенной, т.е. около 10–20 млрд. лет назад, когда, согласно теории «горячей» Вселенной, все вещество было очень горячим и плотным (см. Реликтовое излучение), и как впоследствии шел процесс образования галактик.