Вселенная

Под Вселенной мы понимаем материальный мир, рассматриваемый с астрономической точки зрения. Космология – это физическое учение о Вселенной как целом, включающее в себя теорию всего охваченного астрономическими наблюдениями мира как части Вселенной. Во Вселенной медленно происходят изменения, носящие необратимый характер, например ее расширение. В XX веке стали известны два экспериментальных факта, подтверждающих расширение Вселенной:

  • красное смещение,
  • реликтовое излучение.

В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, американский астроном Эдвин Хаббл сформулировал закон Хаббла: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них:
V = H ∙ R.
Наличие красного смещения у галактик позволяет с большой точностью определять расстояния до них. Чем сильнее смещены линии в спектре галактик, тем дальше галактика.

Рис. 1. Смещение линий в спектре далекой галактики.

По уточненным современным данным, численное значение H = 70 км/(с∙Мпк). Тогда время расширения Хаббла (вероятно, близкое ко времени расширения нашей Вселенной) T = 1 / H = 14 миллиардов лет, а расстояние Хаббла (условный размер Вселенной) R = c / H = 4 300 Мпк.

Наблюдаемую часть Вселенной обычно называют Метагалактикой. Ее составляют различные наблюдаемые структурные элементы: галактики, звезды, сверхновые, квазары и т. д. Размеры Метагалактики ограничены нашими возможностями наблюдений и в настоящее время приняты равными 1026 м.

Рис. 2. За исключением нескольких звезд все объекты на фотографии – далекие галактики.

Ясно, что понятие размеров Вселенной весьма условно: реальная Вселенная безгранична и нигде не кончается. Радиус видимой части Вселенной не может превышать расстояние, которое излучение, распространяющееся со скоростью света, проходит за время, равное возрасту Вселенной.

В соответствии с решениями Фридмана уравнений Эйнштейна, 12–15 миллиардов лет назад, в начальный момент времени, радиус Вселенной был равен нулю. В сингулярном состоянии в нулевом объеме была сосредоточена вся энергия Вселенной, вся ее масса.

В первое время после Большого Взрыва Вселенная расширялась очень быстро. Именно в это время образовались элементарные частицы и ядра основных химических элементов, составляющих Вселенную. Впоследствии скорость расширения Вселенной замедлилась, а температура значительно понизилась; во Вселенной стали формироваться галактики и звезды.

Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества.

Рис. 3. Будущее Вселенной. q0 = ρ/2ρ0 – предполагаемая плотность Вселенной, выраженная в относительных единицах.