Космология

Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии (смотрите Системы мира). Однако только в 20 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 (смотрите 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 годов 20 века на основе теории тяготения Эйнштейна (смотрите 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 (смотрите 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 километров в секунду для галактик, удаленных на 1 мегапарсек). При данной скорости расширения критическое значение плотности, от которого зависит, будет ли Вселенная расширяться или сжиматься, численно составляет 10^-29 граммов на сантиметр кубический. 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, то есть около 10-20 миллиардов лет назад, когда, согласно теории "горячей" Вселенной, все вещество было очень горячим и плотным (смотрите Реликтовое излучение), и как впоследствии шел процесс образования галактик.

Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год