Трохи історії

Розглянемо дуже стисло, які етапи пройшов розвиток науки про Всесвіт вже у наш час. Сучасна космологія виникла на початку XX століття після створення А. Ейнштейном релятивістської теорії тяжіння (загальної теорії відносності).

Перша релятивістська космологічна модель, заснована на новій теорії тяжіння і претендує на опис всього Всесвіту, була побудована А. Ейнштейном в 1917 р. Проте вона описувала статичний Всесвіт і, як показали астрофізичні нагляди, виявилася невірною.

В 1922-1924 рр. радянським математиком А. А. Фрідманом були одержані загальні рішення рівнянь Ейнштейна, застосованих до опису всього Всесвіту. Виявилося, що в загальному вигляді ці рішення описують Вселенну, змінну з часом. Зоряні системи, що заповнюють простір, не можуть знаходитися в середньому на незмінних відстанях один від одного. Вони повинні або віддалятися, або зближуватися. Ми побачимо далі, що це є неминучим слідством наявності сил тяжіння, які очолюють в космічних масштабах.

Висновок Фрідмана означав, що Всесвіт повинен або розширятися, або стискатися. Висновок цей означав корінну перебудову наших найзагальніших уявлень про Всесвіт і далеко не відразу зрозумів і прийнятий навіть самим передовим розумом людства. В 1929 р. американський астроном Э. Хаббл за допомогою астрофізичних наглядів відкрив розширення навколишнього нас світу галактик, відкрив розширення Всесвіту, підтверджуюче правильність висновків А. А. Фрідмана. Моделі Фрідмана є основою всього подальшого розвитку космології. Як ми побачимо далі, ці моделі описували механічну картину руху величезних мас Всесвіту і її глобальну структуру.

Якщо колишні Космологічні побудови були покликані описувати головним чином саме спостережувану тепер структуру Всесвіту з незмінним в середньому рухом світів в ній, то моделі Фрідмана за своєю суттю були еволюційними, зв'язували сьогоднішній стан Всесвіту з її попередньою історією. Зокрема, з цієї теорії виходило, що у далекому минулому Вселена не була зовсім схожа на спостережувану нами сьогодні. Тоді не було ні окремих небесних тіл, ні їх систем, вся речовина була майже однорідною, дуже щільною і швидко розширялося. Тільки значно пізніше з цієї речовини виникли галактики і їх скупчення. Починаючи з кінцем 40-х років нашого століття вся більша увага в космології привертає фізика процесів на різний етапах космологічного розширення.

В цей час Г. Гамовим була висунута так звана теорія гарячого Всесвіту. В цій теорії розглядалися ядерні реакції, що протікали на самому початку розширення Всесвіту в дуже щільній речовині. При цьому передбачалося, що температура речовини була велика (звідси і назва теорії) і падала з розширенням. Хоча в перших варіантах теорії і були ще істотні недоліки (згодом вони були усунені), вона зробила два важливі прогнози, які могли бути перевірені наглядами.

Теорія передбачала, що речовина, з якої формувалися перші зірки і галактики, повинна складатися головним чином з водню (приблизно на 75%) і гелію (біля 25%), домішка інших хімічних елементів незначна. Інше виведення теорії полягало в тому, що в сьогоднішньому Всесвіті повинне існувати слабке електромагнітне випромінювання, що залишилося від епохи великої густини і температури речовини. Це випромінювання, що остигнуло в ході розширення Всесвіту, було названо радянським астрофізиком І. С. Шкловським реліктовим випромінюванням. Обидва прогнози теорії блискуче підтвердилися.

До цього ж часу (кінець 40-х років) відноситься поява принципово нових наглядових можливостей в космології. Виникла радіоастрономія, а потім після початку космічної ери розвинулася рентгенівська, гамма-астрономія і ін. Нові можливості з'явилися і у оптичної астрономії. Зараз різними методами Всесвіт досліджується аж до відстаней в декілька мільярдів парсеків (парсек - одиниця відстані, що використовується астрономами і рівна зразково трьом світловим рокам).

В 1965 р. американські фізики А. Пензиас і Р. Вилсон відкрили реліктове випромінювання, за що в 1978 р. вони були удостоєні Нобелівській премії. Це відкриття довело справедливість теорії гарячого Всесвіту.

Сучасний етап в розвитку космології характеризується інтенсивним дослідженням проблеми початку космологічного розширення, коли густина матерії і енергії частинок була величезною. Керівними ідеями тут є нові теоретичні відкриття у фізиці взаємодії елементарних частинок при дуже великих енергіях.

Іншою важливою проблемою космології є проблема виникнення структури Всесвіту - скупчень галактик, самих галактик і т. д. з первинно майже однорідної речовини, що розширяється.

Сучасна космологія побудована працями багатьох учених всього світу. Можна відзначити важливу роль наукових шкіл, створених в нашій країні академіками В. Л. Гінзбургом, Я. Б. Зельдовичем, Е. М. Лівшицем, М. А. Марковим, І. М. Халатниковим.

Слід підкреслити визначаючу роль астрофізичних наглядів в розвитку сучасної космології. Її висновки і висновки перевіряються прямими або непрямими наглядами. Сьогодні ми можемо судити про будову і еволюцію спостережуваного нами Всесвіту з тим же ступенем надійності, з якою ми судимо про будову і еволюцію зірок, про природу інших небесних тел.

На даному етапі вважається, що зоряні системи - галактики - складаються з сотень мільярдів зірок. Їх розміри часто досягають десятків тисяч парсеків. Галактики у свою чергу зібрані в групи і скупчення. Розміри крупних скупчень - декілька мільйонів парсеків (Мпк). Є і ще більші по масштабах згущування і розрідження в розподілі галактик. Проте, починаючи з масштабами в декілька сотень мільйонів парсеків в більше розподіл речовини у Всесвіті можна вважати однорідним.

Дата добавления: 2015-05-24