Вселенная

Как показывают современные наблюдения, радиус Вселенной ≈ 10²⁸ см. Наша Галактика – Млечный путь – не более как песчинка в этой в этой непостижимой для человеческого разума бесконечности. Действительно, Млечный путь представляет собой плоский диск из звезд диаметром ≈ 7,5∙10²² см и толщиной ≈ 5,6∙10²¹ см, что чрезвычайно мало по сравнению с размерами Вселенной. Он обладает сферическим звездным ореолом, имеющим диаметр почти 10²³ см. Этот диск вращается со скоростью, достигающей 250 км/с, и имеет спиральные рукава. Во Вселенной существуют и более крупные образования – скопления и сверхскопления галактик. Так, например, сверхскопление галактик в созвездии Волосы Вероники содержит более 3∙10⁴ галактик. Астрофизические наблюдения показывают, что все направления во Вселенной равноправны и что распределение галактик, их скоплений и сверхскоплений в пространстве Вселенной равномерно в среднем по масштабам превышающим R₀ = 10²⁶ см. Итак, в масштабе R > R₀ Вселенная однородна и изотропна.

В космологии важнейшим постулатом является принцип: фундаментальные законы природы (в частности, законы физики), установленные и проверенные в лабораторных экспериментах на Земле, остаются верными для всей Вселенной и все явления, наблюдаемые во Вселенной, могут быть объяснены на основе этих законов.

Современная космология возникла после создания Общей теории относительности (ОТО). Первая модель Вселенной, основанная на этой теории, - релятивистская космологическая модель – была построена А.Эйнштейном в 1917 г. Эйнштейн полагал, что Вселенная как целое должна быть вечной и неизменной. В основу этой теории были положены уравнения гравитационного поля ОТО. Однако они были не в состоянии описать стационарную Вселенную, поэтому Эйнштейн ввел в свои уравнения Λ- слагаемое, которое получило название космологической постоянной.

Роль космологической постоянной состояла в том, чтобы создавать, или вернее, описывать антигравитацию. Эйнштейн предполагал, что таким путем можно уравновесить гравитацию вещества Вселенной и обеспечить неподвижность распределения вещества, т.е. стационарность Вселенной.

В начале 20г.г. 20 века А.Фридман показал, что при соответствующим образом выбранной метрике уравнения ОТО имеют нестационарные решения и при наличии космологического члена. Модели Фридмана были эволюционными, так как связывали сегодняшнее состояние Вселенной с ее предыдущей историей.

В 1946-1948 г.г. появляется теория горячей Вселенной Г.Гамова, согласно которой в начале расширения вещество характеризовалось огромной температурой.

Современный этап в развитии космологии характеризуется интенсивным исследованием проблемы начального космологического расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными.