Свойство 2. «Пенистость» Вселенной в масштабах скопления галактик. 2. Вселенная расширяется. Идея скучивания галактик в скопления и сверхскопления была убедительно доказана в 60-е и 70-е годы, когда были составлены обширные каталоги тысяч обнаруженных скоплений галактик. Поскольку Вселенная в глобальных масштабах однородна и изотропна, то понятие размеров Метагалактики весьма условно.

Космологический принцип выполняется лишь приближённо, на масштабах, значительно превышающих размер скопления галактик. В прошлом многие учёные предполагали, что Вселенная устроена иерархически: каждая материальная система входит в состав системы более высокого уровня. Кроме того, фоновое излучение в рентгеновском диапазоне, испускаемое удалёнными объектами типа квазаров, горячего межгалактического газа и т. д., также показывает высокую степень изотропии.

И все же: Изотропна ли Вселенная?

Уже непосредственно из космологического принципа следуют некоторые важные выводы относительно строения Вселенной. На самом деле, такое мнение ложно. Если бы мы располагались в любой другой звёздной системе, мы зафиксировали бы точно такой же закон разбегания галактик.

В этом можно убедиться следующим образом. Этот парадокс разрешается с привлечением «тёмной энергии», которая обусловливает динамику уже на расстояниях 1,5-2 Мпк и распределена с гораздо большей степенью однородности, чем материя. КОСМОЛОГИЯ – раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений.

Создание этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале 1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого она скорее была областью философии. Под космологическими данными понимают результаты экспериментов и наблюдений, имеющие отношение к Вселенной в целом в широком диапазоне пространства и времени.

Принцип Коперника, «сдвинувшего Землю из центра мира», был обобщен астрономами на Солнечную систему и нашу Галактику, которые также оказались вполне рядовыми.

Объективные характеристики Вселенной

Открытое в 1965, оно стало, наряду с галактиками, главным объектом космологии. Его важным свойством является высокая изотропность (независимость от направления), указывающая на его связь с далекими областями Вселенной и подтверждающая их высокую однородность. Если бы это было излучение нашей Галактики, то оно отражало бы ее структуру.

Сильная сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она предсказывает везде одинаковое соотношение между гелием и водородом. Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию гравитации. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в пределах Солнечной системы. Из космологического принципа, постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они получили модель Большого взрыва.

Другие космологические модели не могут так же естественно объяснить это изотропное фоновое излучение. Согласно космологической модели Фридмана – Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – ок. 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной.

С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

Открытие же Лобачевским, Бойяи, Гауссом и Риманом неевклидовой геометрии и создание на её основе ОТО поставило вопрос о структуре самого пространства и времени. В случае же искривления геометрии четырёхмерного пространства-времени открывается безбрежный простор топологических структур Вселенной. К концу прошлого века астрономам были известны газовые, пылевые, планетарные, эллиптические и спиральные туманности.

Современные данные дают расстояние в 2,2 млн. св. лет, что более чем в двадцать раз превышает размеры нашей Галактики). Так, их массы заключены, в основном, в пределах от 106 до 1014 масс Солнца. Дальнейшее открытие новых тысяч туманностей в 20-е и 30-е годы ХХ века и изучение их распределения показало, что и мир галактик, подобно миру звёзд, имеет свою крупномасштабную структуру.

Картина, нарисованная некогда Цвикки, подтвердилась как бы в зеркальном отображении: галактики и их скопления оказались сосредоточенными не в пузырях пены, а, напротив, в её тонких перегородках. Более того, как показали в 70-х годах эстонские астрономы Йыэвээр и Эйнасто, многие сверхскопления могут иметь форму пространственно-тонких и длинных цепей или волокон, названных филаментами.

Но последние, более тонкие исследования показали, что мелкие цепочки галактик почти непрерывной пространственной сеткой заполняют всю Вселенную. Качественно структура вблизи сверхскоплений не отличается от структуры в кавернах. Всё различие — лишь в масштабах. Для масштабов больших, чем 100 Мпс, Вселенная однородна, о чём свидетельствует множество факторов. Наиболее систематические подсчёты числа галактик в различных направлениях были начаты Хабблом.

Под свойствами Вселенной подразумеваются свойства четырёхмерного пространства-времени в целом, т. е. глобальная структура Вселенной. В видимой части Вселенной может поместиться несколько тысяч таких кубов. Это значит, что в больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, в согласии с космологическим принципом.

Читайте также: