Современная космология и проблема скрытой массы во Вселенной
В 1922—1924 гг. советским математиком А. А. Фридманом были получены общие решения уравнений Эйнштейна, примененных к описанию всей Вселенной. Оказалось, что в общем виде эти решения описывают Вселенную, меняющуюся с течением времени. Звездные системы, заполняющие пространство, не могут находиться в среднем на неизменных расстояниях друг от друга. Они должны либо удаляться, либо сближаться. Мы увидим далее, что это является неизбежным следствием наличия сил тяготения, которые главенствуют в космических масштабах. Вывод Фридмана означал, что Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. Вывод этот означал коренную перестройку наших самых общих представлений о Вселенной и далеко не сразу был понят и принят даже наиболее передовыми умами человечества. В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл с помощью астрофизических наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Модели Фридмана являются основой всего последующего развития космологии. Как мы увидим далее, эти модели описывали механическую картину движения огромных масс Вселенной и ее глобальную структуру. Если прежние Космологические построения призваны были описывать главным образом именно наблюдаемую теперь структуру Вселенной с неизменным в среднем движением миров в ней, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей. В частности, из этой теории следовало, что в далеком прошлом Вселенная была совсем не похожа на наблюдаемую нами сегодня. Тогда не было ни отдельных небесных тел, ни их систем, все вещество было почти однородным, очень плотным и быстро расширялось. Только значительно позже из этого вещества возникли галактики и их скопления. Начиная с конца 40-х годов нашего века все большее внимание в космологии привлекает физика процессов на разный этапах космологического расширения.
В это время Г. Гамовым была выдвинута
так называемая теория горячей Вселенной. В этой теории рассматривались ядерные реакции, протекавшие в самом начале расширения Вселенной в очень плотном веществе. При этом предполагалось, что температура вещества была велика (отсюда и название теории) и падала с расширением. Хотя в первых вариантах теории и были еще существенные недостатки (впоследствии они были устранены), она сделала два важных предсказания, которые могли быть проверены наблюдениями. Теория предсказывала, что вещество, из которого формировались первые звезды и галактики, должно состоять главным образом из водорода (примерно на 75%) и гелия (около 25%), примесь других химических элементов незначительна. Другой вывод теории состоял в том, что в сегодняшней Вселенной должно существовать слабое электромагнитное излучение, оставшееся от эпохи большой плотности и температуры вещества. Это излучение, остывшее в ходе расширения Вселенной, было названо советским астрофизиком И. С. Шкловским реликтовым излучением. Оба предсказания теории блестяще подтвердились.
К этому же времени (конец 40-х годов) относится появление принципиально новых наблюдательных возможностей в космологии. Возникла радиоастрономия, а затем после начала космической эры развилась рентгеновская, гамма-астрономия и др. Новые возможности появились и у оптической астрономии. Сейчас разными методами Вселенная исследуется вплоть до расстояний в несколько миллиардов парсеков (парсек — единица расстояния, используемая астрономами и равная примерно трем световым годам или 3 • 1018 см.).
В 1965 г. американские физики А. Пензиас и
Р. Вилсон открыли реликтовое излучение, за что в 1978 г. они были удостоены Нобелевской премии. Это открытие доказало справедливость теории горячей Вселенной.
Современный этап в развитии космологии характеризуется интенсивным исследованием проблемы начала космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеями здесь являются новые теоретические открытия в физике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях. Другой важной проблемой космологии является проблема возникновения структуры Вселенной — скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося вещества.
Интересные статьи:
Описание систем управления беспилотными летательными аппаратами
Введение
Сам по себе БЛА - лишь часть сложного многофункционального комплекса. Как правило, основная задача, возлагаемая на комплексы БЛА, – проведение разведки труднодоступных районов, в которых получение информации обычными средствами, ...
Уравнение состояния сверхплотного вещества
Уравнение состояния для Ае- и Аеп-фаз вещества
Мы будем иметь дело с моделями звездных конфигураций, состоящих из вырожденных газовых масс. Это конфигурации белых карликов и барионных звезд. Под последними подразумеваются модели небесных ...
Новый естественный спутник Земли
Введение
В приложении к газете «Красная звезда» (№38, четверг, 19 сентября 2002 г.) была опубликована следующая статья.
Американский астроном-любитель обнаружил новую "луну", вращающуюся вокруг Земли, и его открытие немедленно ...