На основе теории Эйнштейна он
построил математические модели движения вещества во всей Вселенной по
д
действием сил тяготения. Фридман доказал, что вещество Вселенной не може
т
находиться в покое - Вселенная не может быть стационарной: она должна либ
о
расширяться, либо сжиматься. Впрочем, для доказательства этого нужны был
и
экспериментальные подтверждения, которые удалось вскоре получить.
Пионером измерения лучевых скоростей галактик, т.е. скоростей,
определенных по результатам спектральных измерений, был американский

астроном В.М.Слайфер (1875-1969). Он вел свои наблюдения в течение десяти
лет, но в Европе о полученных им результатах не знали. Скорее всего,
причиной тому была первая мировая война, препятствовавшая установлени
ю
научных контактов. Поэтому доказательство справедливости космологиче
ских
представлений Фридмана связано с именем другого американского астроно
ма -
Э.Хаббла (1889-1953).
Согласно данным Слайфера, галактики удалялись от нас, т.е. линии в их
спектрах были смещены к красному концу. Это явление получило название
красного смещения. Хаббл, используя наблюдения Слайфера, определил
расстояния до многих галактик и в 1929 году сформулировал закон, который
гласил: скорости удаления галактик пропорциональны расстояниям до них,
т.е.
подавляющее большинство галактик "разбегалось". Это могло означать толь
ко
одно: Вселенная действительно расширялась, как предсказывал Фридман, и э
то
обстоятельство уже ни у кого не вызывало сомнения.
Отношение между скоростью, с которой галактика движется от нас (это
устанавливается по красному смещению), и ее расстоянием от Земли
определяется постоянной Хаббла. Из всех мировых констант только эта, оче
нь
много определяющая в жизни Вселенной, известна пока лишь с огромной
погрешностью. Вот что писал о величине постоянной Хаббла космолог
Ю.Н.Ефремов (В глубинах Вселенной. - М., Наука, 1979): "...не будет
преувеличением сказать, что ручаться можно только за то, что она заключе
на
в пределах от 40 до 100 км/с на мегапарсек". Заметим, что в астрономии
используется единица длины парсек (пк): 1 парсек = 3,1*10^18 см, в
космологии употребляется единица длины мегапарсек, равная 106 пк.
Астрономия, древнейшая из наук, переживает в наши дни небывалый расцвет.

В последние десятилетия для наблюдений неба стали использовать
высокочувствительные инструменты и устройства как на Земле, так и за
пределами атмосферы, регистрирующие излучения во всех диапазонах спек
тра.
Это обстоятельство сразу же привело к целому ряду выдающихся открытий. Т
ак,
например, были обнаружены загадочные квазары и необычные небесные тела -

пульсары, "коричневые" карлики - не звезды и не планеты, микроволновое
реликтовое излучение, оставшееся со времен так называемого Большого вз
рыва,
и т.д. Сменив картину величавого покоя небес, перед людьми открылся бурны
й,
нестационарный, эволюционирующий мир, расширяющаяся Вселенная, родивш
аяся в
огненном вихре.
Наблюдаемое расширение Вселенной началось с особого, так называемого

сингулярного, состояния, когда понятие пространства и времени не имело

привычного нам смысла, а наш мир был совершенно иным - невообразимо горяч
им
и плотным. По современным представлениям, расширение наблюдаемой части

Вселенной происходит вследствие того, что все объекты материального ми
ра,
вплоть до самых удаленных галактик, образовались из вещества, невообраз
имо
громадные массы которого разлетелись примерно 15-20 млрд. лет назад из
некоторой небольшой области, комка или даже точки. Относительно того, ка
к и
когда точно это происходило, в настоящее время выдвигаются различные
гипотезы и теории, многие из которых противоречат друг другу.
Когда говорят о расширении Вселенной, то речь идет только об удалении
одного скопления галактик от другого (поэтому бессмысленно искать цент
р
расширения). Если же несколько небесных тел связаны силами тяготения в
единое образование (подобно Солнцу и окружающим его планетам или звезда
м в
Галактике), то такие системы не расширяются. И уж, естественно, не
расширяются отдельные небесные объекты - звезды, планеты и т.д. Другими
словами, процесс расширения относится лишь к усредненному движению в оч
ень
больших масштабах, а не к отдельным изолированным объектам - галактикам,

звездам, планетам, связанным гравитационно и в которых плотность вещест
ва
гораздо больше средней во Вселенной.
Будущее нашего расширяющегося мира зависит от соотношения между скоро
стью
разбегания галактик и силой, с которой они друг друга притягивают. Скоро
сть
разбегания ученые знают достаточно точно. Но вот сила притяжения
определяется средней плотностью вещества во Вселенной, а она, к сожалени
ю,
известна пока лишь приблизительно. Следовательно, будущее Вселенной за
висит
от значения средней плотности вещества в ней, т.е. от массы вещества всех

галактик и другой материи, равномерно "размазанной" по всему пространств
у.
Оказывается, существует критическая величина плотности, приближенно р
авная
10 г/см, т.е. 10 атомов водорода в одном кубическом метре. Если плотность
материи во Вселенной превышает эту величину, то "разбегание" галактик бу
дет
с течением времени замедляться, затем остановится и перейдет в "сжатие",

т.е. красное смещение сменится на фиолетовое. Если же окажется, что
плотность вещества во Вселенной меньше критической, то расширение буде
т
продолжаться безгранично.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25