Проблемные вопросы вселенной

РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ

Звёздное небо над головой долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что тАЬнеподвижныетАЭ звёзды на самом деле движутся, причём с огромными скоВнростями. В XX в. человечество свыкВнлось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными системаВнми тАФ галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, поВнстоянно увеличиваются. И дело здесь не в природе галактик сама Вселенная непрерывно расширяется! ЕстествоВнзнанию пришлось расстаться с одним из своих основополагающих принциВнпов: все вещи меняются в этом мире, но мир в целом всегда одинаков. Это можно считать важнейшим научным событием XX в.

Всё началось, когда Альберт ЭйнВнштейн создал общую теорию относиВнтельности. В её уравнениях описаны фундаментальные свойства материи, пространства и времени. (тАЬОтносительныйтАЭ по-латыни звучит как relativus тАФ релятивус тАФ , поэтому теории, основанные на теории относительности Эйнштейна, называются релятивистскими).

Применив свою теорию ко ВсеВнленной как целой системе, Эйнштейн обнаружил, что такого решения, коВнторому соответствовала бы не меняВнющаяся со временем Вселенная не получается. Этот результат не удовлеВнтворил великого учёного. Чтобы доВнбиться стационарного решения своВних уравнений, Эйнштейн ввёл в них дополнительное слагаемое тАФ так наВнзываемый ламбда-член. Однако до сих пор никто не смог найти какого-либо физического обоснования этоВнго дополнительного члена.

В начале 20-х гг. советский матеВнматик Александр Александрович Фридман решил для Вселенной уравВннения общей теории относительВнности, не накладывая условия стациВнонарности. Он доказал, что могут существовать два решения для ВсеВнленной: расширяющийся мир и сжиВнмающийся мир. Полученные Фридманом уравнения используют для описания эволюции Вселенной и в настоящее время.

Все эти теоретические рассуждеВнния никак не связывались учёными с реальным миром, пока в 1929 г. амеВнриканский астроном Эдвин Хаббл не подтвердил расширение видимой части Вселенной. Он использовал при этом эффект Доплера. Линии в спектре движущегося источника смеВнщаются на величину, пропорциоВннальную скорости его приближения или удаления, поэтому скорость гаВнлактики всегда можно вычислить по изменению положения её спектральВнных линий.

Ещё во втором десятилетии XX в. американский астроном Весто Слайфер, исследовав спектры нескольких галактик, заметил, что у большинстВнва из них спектральные линии смеВнщены в красную сторону. Это означаВнло, что они удаляются от нашей Галактики со скоростями в сотни киВнлометров в секунду.

Хаббл определил расстояния до небольшого числа галактик и их скоВнрости. Из его наблюдений следовало, что чем дальше находится галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. Закон, по которому скоВнрость удаления пропорциональна расстоянию, получил название закоВнна Хаббла.

Означает ли это, что наша ГаВнлактика является центром, от котороВнго и идёт расширение? С точки зреВнния астрономов, такое невозможно. Наблюдатель в любой точке ВселенВнной должен увидеть ту же картину: все галактики имели бы красные смеВнщения, пропорциональные расстояВннию до них. Само пространство как бы раздувается. Если на воздушном шарике нарисовать галактики и наВнчать надувать его, то расстояния межВнду ними будут возрастать, причём тем быстрее, чем дальше они распоВнложены друг от друга.

Разница лишь в том, что нарисоВнванные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звёздные системы повсюду во ВсеВнленной сохраняют свой объём. Это объясняется тем, что составляющие их звёзды связаны между собой силаВнми гравитации.

Факт постоянного расширения Вселенной установлен твердо. Самые далёкие из известных галактик и квазаров имеют такое большое красное смещение, что длины волн всех лиВнний в их спектрах оказываются больВнше, чем у близких источников, в пятьтАФшесть раз!

Но если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим её не такой, каВнкой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Ещё раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а ещё ближе к началу расширения не могло быть даже звёзд. Эта эпоха тАФ начало расВнширения Вселенной тАФ удалена от нас на 12тАФ15 млрд лет.

Оценки возраста галактик пока слишком приближённы, чтобы уточВннить эти цифры. Но надёжно устаВнновлено, что самые старые звёзды различных галактик имеют примерно одинаковый возраст. Следовательно, большинство звёздных систем возВнникло в тот период, когда плотность вещества во Вселенной бьша значиВнтельно выше современной.

На начальной стадии всё вещестВнво Вселенной имело настолько выВнсокую плотность, что её даже невозВнможно себе представить. Идею о расширении Вселенной из сверхВнплотного состояния ввёл в 1927 г. бельгийский астроном Жорж Леметр, а предположение, что первоначальВнное вещество было очень горячим, впервые высказал Георгий Антонович Гамов в 1946 г. Впоследствии эту гиВнпотезу подтвердило открытие так наВнзываемого реликтового излучения. Оно осталось как эхо бурного рождеВнния Вселенной, которое часто назыВнвают Большим Взрывом.

Но остаётся множество вопроВнсов. Что привело к образованию ныне наблюдаемой Вселенной, к началу Взрыва? Почему пространство имеет три измерения, а время тАФ одВнно? Как в стремительно расширяюВнщейся Вселенной смогли появиться стационарные объекты тАФ звёзды и галактики? Что было до начала БольВншого Взрыва? Над поисками ответов на эти и многие другие вопросы раВнботают современные астрономы и физики.

Вместе с этим смотрят:

Астрология-этап развития астрономии

Бесконечные воды вселенной

Биографии астрономов

Биографии астрономов_2

Затменно-переменные звёзды и возможности их наблюдений любителями астрономии