3 Концепции совреме ...

Задачей современной астрономии является не только объяснение  данных астрономических наблюдений, но и изучение эволюции Вселенной (от лат. evolution — развертывание, развитие). Эти вопросы рассматривает космология - наиболее интенсивно развивающаяся область астрономии.

Изучение эволюции Вселенной основано на следующем:

1. универсальные физические законы считаются действующими во  всей Вселенной;

2. выводы из результатов астрономических наблюдений признаются распространяемыми на всю Вселенную.

3. истинными признаются только те выводы, которые не противоречат возможности существования самого наблюдателя, то есть человека (антропный принцип).

При изучении Вселенной невозможно провести эмпирическую проверку результатов исследования, поэтому выводы космологии называют не законами, а моделями происхождения и развития Вселенной.

Модель (от лат. ― образец, норма) - это схема определенного фрагмента природной или социальной реальности (оригинала), возможный вариант его объяснения. В процессе развития науки старая модель заменяется новой моделью. Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной.

Вселенная представляет собой физическую систему со своими специфическими свойствами, которые не сводятся к сумме свойств населяющих её астрономических тел и физических полей.

1. Это, очевидно, самый большой по масштабу объект науки.

2. Он (объект) существует в природе в единственном экземпляре. Из этих обстоятельств и вытекают особенности космологии как науки.

3. Кроме того, Вселенную можно только наблюдать, экспериментировать с нею невозможно (что, конечно, только к лучшему).

4. Никаких других вселенных нам не дано, и сравнивать нашу Вселенную не с чем. Этим космология отличается, например, от физики элементарных частиц, которая изучает объекты, имеющиеся в природе в очень большом количестве и допускающие над собой разнообразное экспериментирование.

5. Из-за своей уникальности Вселенной ни с чем не может взаимодействовать, она система-систем, а вместе с этим теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.

6. Ещё одна особенность науки о Вселенной - близкое родство с философскими идеями и исканиями, стремлением осмыслить место человека в большом мире.

7. Как некогда система мира Коперника, новейшая космология открывает перед человеком невиданные ранее горизонты знаний, и неудивительно, что научные знания о мире расходятся с древними космологическими легендами и мифами, возникшими на заре человеческой цивилизации и вошедшими, в частности, в «священные тексты» различных религий мира.

Во всем остальном космология -это строгая научная дисциплина, и главное в ней - конкретные факты о структуре и эволюции Вселенной. На их основе строятся физико-математические модели и теории, которые могут считаться правильными только тогда, когда они проверены и подтверждены прямыми астрономическими наблюдениями и физическими экспериментами.

Современная космология берет начало в первые десятилетия XX в., в ту эпоху, когда были созданы также теория относительности и квантовая теория, составляющие ныне фундамент всей физики, включая и космологию.

 В основе современной космологии лежит эволюционный подход к вопросам возникновения и развития Вселенной, в соответствии с которым разработана модель расширяющейся Вселенной.

 

Ключевой предпосылкой создания модели эволюционирующей расширяющейся Вселенной послужила общая теория относительности А. Эйнштейна.

Объектом теории относительности выступают физические события. Физические события характеризуют понятия пространства, времени, материи, движения, которые в теории относительности рассматриваются в единстве. Исходя из единства материи, пространства и времени следует, что с исчезновением материи исчезли бы и пространство, и время. Таким образом, до образования Вселенной не было ни пространства, ни времени. Эйнштейн вывел фундаментальные уравнения, связывающие распределение материи с геометрическими свойствами пространства, с ходом времени и на их основе в 1917 г. разработал статистическую модель Вселенной.

Поскольку основными силами, действующими в космосе, являются силы гравитации, то сразу же после открытия закона тяготения Ньютона были предприняты попытки применить ньютоновскую механику к космологии. Однако все эти попытки оказались неудачны и привели к механическому детерминизму (предопределенность). Из механики Ньютона вытекало, что если мы знаем координаты, скорости и ускорения всех частиц во Вселенной в данный момент времени, то мы можем знать их положения в любой другой момент времени. Из этого вытекал вывод о полной предопределенности будущего, т.е. фактически происходило возрождение религиозных представлений о "судьбе". Космология приводила к разным парадоксам, таким как: "гравитационный парадокс" (от гр. -против и мнение):  утверждение, резко расходящееся с общепринятыми, установившимися мнениями; парадокс - ситуация (высказывание, утверждение, суждение или вывод), которая может существовать в реальности, но не имеет логического объяснения

Вселенная великого И. Ньютона, открывателя Всемирного закона тяготения была бесконечна в пространстве, равномерно заполнена материей и бесконечна во времени. В 1874 году немецкий математик К. Нейман и независимо от него немецкий астроном Гуго фон Зелигер, приняв идею Ньютона о бесконечной Вселенной, попробовали применить ко всей бесконечной массе небесных тел закон тяготения Ньютона. И столкнулись с парадоксом. Получалось, что закон Ньютона, полностью определявший поле тяготения при известном распределений масс в пространстве, приводил к неопределенности, если попытаться распространить его на всю бесконечную массу вселенной. В этом случае при условии бесконечности Вселенной в каждой точке на материальное тело должна была бы действовать равнодействующая сил «бесконечной» величины. Но разность бесконечностей - всегда неопределенность. Значит, ньютоновская Вселенная неоднозначна, и, следовательно, к ней не применимы никакие законы природы. Таким образом, возник гравитационный парадокс. Чтобы преодолеть эту трудность, требовалось предположить, что плотность распределения массы по объему быстро и без ограничений падает. Но это сводило представление о бесконечной Вселенной с равномерно распределенным звездным населением ко Вселенной конечной. Но, по мнению сэра Исаака Ньютона конечная Вселенная существовать не могла. Ньютон писал, что если бы материя находилась в ограниченном объеме пространства, то в силу взаимного притяжения частиц она со временем собралась бы в единое сферическое тело. Лишь вследствие того, что материя рассеяна по всему безграничному пространству, она могла сконцентрироваться не в одно, а в бесчисленное количество космических тел. Ньютоновская космология зашаталась. Гравитационный парадокс оказался самым серьезным затруднением теории тяготения Ньютона и вызвал беспокойство среди астрономов и физиков. Для преодоления этого парадокса были предложения изменить формулировку закона всемирного тяготения, несмотря на то, что на протяжении многих лет он подтверждался многими учеными.  Так были попытки разрешить гравитационный парадокс еще в 19 веке. Возникла идея считать, что ньютоновский закон тяготения справедлив только в небольших, «земных» масштабах наблюдаемой Вселенной. В просторах же большого космоса к закону Ньютона надлежало вводить дополнительную постоянную. Тогда гравитационный парадокс, исчезал. Спасением бесконечной Вселенной занимался и шведский профессор Карл Вильгельм Людвиг Шарлье, который применил новые методы математической статистики и к 1908 году разработал свои основы теории строения Вселенной. В его расчетах появились структуры, подчиняющиеся закону Ньютона без возникновения гравитационного парадокса. Но, все это, к сожалению, были лишь «подгонки решения парадокса» под известный ответ. «...Сегодня можно смело сказать, что грандиозное здание физики — науки о наиболее общих свойствах и строении неживой материи, о главных формах ее движения — в основном возведено. Остались мелкие отделочные штрихи...» - объявил в 1900 году Вильям Томсон, лорд Кельвин, ученый с мировой славой. Гравитационный парадокс был разрешен в двадцатых годах 20 века А. Эйнштейном после создания им общей теории относительности. Эйнштейновская релятивистская теория уточнила закон Всемирного тяготения для сильных гравитационных полей и стала базой современной космологии. А опыт показывает, что в реальной нестационарной Вселенной тяготение определяется в основном близкими массами и гравитационное влияние далёких масс пренебрежимо мало, то есть гравитационный парадокс отсутствует.

"Парадокс Ольберса." Если Вселенная бесконечна, однородна и стационарна, то в небе - в каком направлении ни посмотри - рано или поздно окажется звезда. То есть, всё небо должно быть сплошным образом заполнено яркими светящимися точками звезд. То есть, в ночи небо должно ярко светиться. А мы почему-то наблюдаем сплошное черное небо лишь с отдельными звездами. Окончательно парадокс Ольберса удалось разрешить лишь в ХХ столетии. Теперь мы знаем, что Вселенная имеет конечный возраст. Если, как предполагается, Большой взрыв случился 15 миллиардов лет тому назад, астрономы способны наблюдать лишь светящиеся объекты, удаленные от нас на расстояние не более 15 млрд. световых лет. Поэтому число звезд в ночном небе конечно, хотя и огромно, и поэтому не по каждому направлению наблюдения мы видим звезду. Кроме того, мы знаем, что звезды не вечны - со временем они умирают и перестают излучать свет. Поэтому, даже если в направлении наблюдения имеется звезда, это вовсе не означает, что она обязана светиться, поскольку это может оказаться древняя звезда, ядерное горючее внутри которой давно израсходовано. Любого из приведенных выше объяснений достаточно для того, чтобы считать вопрос с парадоксом Ольберса исчерпанным, хотя во времена самого Ольберса и его предшественников явления, объясняющие его, естественно, известны не были.

 

Гипотеза “тепловой смерти”.

Тепловая смерть Вселенной - это теория, выдвинутая Р. Клаузиусом в 1865, согласно которой Вселенная рассматривается как замкнутая система, поэтому согласно второму началу термодинамики, энтропия Вселенной стремится к максимуму, в результате чего со временем в ней должны прекратиться все макроскопические процессы. Cуть второго начала термодинамики: при протекании необратимых процессов в замкнутой системе энтропия системы возрастает. Для сравнения: в незамкнутых системах энтропия может как возрастать, так и убывать, а также оставаться без изменения. Вселенная, по мнению, Клаузиуса, является, бесспорно, замкнутой системой, так как она не обменивается энергией с другими системами (ведь не существует никакой другой Вселенной вне нашей?) Как замкнутая система, Вселенная стремится к равновесному состоянию - состоянию с максимумом энтропии. Таким образом, все происходящие во Вселенной процессы должны рано или поздно затухнуть, прекратиться.

Критика теории тепловой смерти Вселенной основывается в основном на утверждении, что, несмотря на логичность аргументов, тепловая смерть все еще не наступила. Тем не менее, мнения ученых разделились относительно будущего нашей Вселенной.  Одни ученые утверждают, что тепловая смерть Вселенной невозможна, так как второй закон термодинамики неверен или просто неточен, так как не применим ко всей Вселенной в целом. Дело в том, что состояние с максимумом энтропии можно воспринимать лишь как идеал, так как закон возрастания энтропии не носит абсолютный характер (а подчинен вероятностным законам). Другими словами, из-за случайных флуктуаций (колебаний) энтропия в системе будет всегда ниже максимума.  Еще одним аргументов против теории Клаузиуса становится понимание Вселенной как бесконечной, поэтому ее нельзя назвать ни замкнутой, ни незамкнутой системой (так как эти критерии используются для конечных объектов). Поэтому вполне логично предположить, что в условиях бесконечности второй закон термодинамики не применим в принципе, или должен быть дополнен.

 

После того, как общая теория относительности внесла поправку в представлениях о гравитации, была сделана попытка применить к космологии новые законы тяготения. Из общей теории относительности Эйнштейн в 1916 году вывел уравнения состояния Вселенной, однако эти уравнения допускали различные варианты решений в зависимости от выбора начальных условий. Первым решить эти уравнения попытался сам Эйнштейн, взяв в качестве начальных условий представления о стационарности Вселенной (независимости ее свойств от времени), что соответствовало тогдашнему общепринятому мнению. Однако оказалось, что при таких условиях уравнения не имеют решения. Эйнштейн попытался спасти положение, выдвинув гипотезу о том, что кроме сил гравитационного притяжения, должны существовать еще и силы гравитационного отталкивания, прямо пропорциональные расстоянию (которые очень слабы в рамках солнечной системы, но становятся определяющими в более крупных масштабах). Однако эта гипотеза изначально была искусственной.

Другое решение этих уравнений получил в 1922 году советский математик А.Фридман. Он взял в качестве начальных условий не стационарность Вселенной, а ее однородность и изотропность. Эти понятия означают, что в каждый данный момент времени свойства Вселенной одинаковы во всех ее точках и не зависят от выбора направления наблюдений. Результаты расчетов Фридмана оказались совершенно удивительны - масштабы Вселенной не могут быть постоянны во времени - в зависимости от средней плотности вещества во Вселенной она может либо расширяться, либо сужаться. Через 7 лет, в 1929 году, английский астроном Э.Хаббл подтвердил выводы Фридмана.

 

Свойства Вселенной

Под свойствами Вселенной подразумеваются свойства четырёхмерного пространства-времени в целом. Согласно современной модели, Вселенная обладает следующими свойствами:

1. Однородностью, то есть имеет одинаковые свойства во всех точках.

По современным наблюдательным данным структурность Вселенной проявляется для масштабов пространства до 100 Мпс. При этом для масштабов существенно меньших - не более 1 Мпс, иначе, до масштабов галактик и их кратных систем - в структурности проявляется определённая иерархия. Для масштабов больших, чем 100 Мпс, Вселенная однородна, о чём свидетельствует множество факторов. Наиболее систематические подсчёты числа галактик в различных направлениях были начаты Хабблом. К 1934 г. он подсчитал количество галактик до 20-й звёздной величины на 1283 небольших участках, которые он равномерно распределил на небесной сфере, и нашёл, что на один квадратный градус в среднем приходится 131 галактика. Поскольку сфера содержит 41253 квадратных градуса, то получалось, что общее число галактик с указанными звёздными величинами составляет 5,4 млн. штук. Именно столько галактик можно наблюдать с помощью 2,5-метрового телескопа-рефлектора.  Следует отметить, что неоднородность открытого в 60-х годах микроволнового фонового излучения в зависимости от ориентации антенны радиотелескопа не превышают 0,01 %, что сравнимо с точностью измерений. Таким образом, однородность Вселенной в больших масштабах следует считать доказанным фактом.

2. Изотропность Вселенной в больших масштабах. Под изотропностью Вселенной подразумевается одинаковость свойств по всем направлениям. Уже анализ предыдущего свойства показывает, что характеристики Вселенной во всех направлениях одинаковы. Об этом свидетельствуют и астрономические наблюдения распределения галактик, и измерения интенсивности микроволнового фонового излучения. Отклонения в плотности распределения вещества от среднего значения в масштабах 1000 Мпс не превышают 3 %, а в больших масштабах эти отклонения ещё существенно меньше. Причём эта однородность не зависит от направления. Измеряемая же неоднородность фонового излучения связана лишь с движением Солнца со скоростью около 370 км/с относительно совокупности всех других галактик. За вычетом этого движения интенсивность фонового излучения также не зависит ни от времени, ни от направления.

3. Скучивание вещества Вселенной в виде галактик. К концу прошлого века астрономам были известны газовые, пылевые, планетарные, эллиптические и спиральные туманности. Фактически до начала 20-х годов нынешнего века все эти объекты представлялись элементами нашей Галактики. Да и сама Вселенная отождествлялась с ней.  В конце 1923 г. Хаббл с помощью 2,5-метрового телескопа-рефлектора открыл в туманности Андромеды, которую можно видеть и невооружённым глазом, цефеиду, т. е. переменную звезду высокой светимости. Он оценил период колебаний блеска цефеиды, нашёл её абсолютную звёздную величину и таким образом установил, что расстояние до туманности равно 900 тыс. св. лет. Отсюда следовало, что она является большой звездной системой, похожей на нашу Галактику. (Современные данные дают расстояние в 2,2 млн. св. лет, что более чем в двадцать раз превышает размеры нашей Галактики). Дальнейшие исследования позволили найти основные характеристики галактик. Так, их массы заключены, в основном, в пределах от 10⁶ до 10¹⁴ масс Солнца. Периоды вращения ядер галактик составляют величины от 50 до 500 млн. лет. Среднее расстояние между галактиками оценивается в 1000 кпс.

4. «Пенистость» Вселенной в масштабах скопления галактик. 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. Вначале предполагалась островная иерархическая структура Вселенной - вращающаяся Солнечная система, вращающаяся наша Галактика, вращающееся скопление галактик, вращающееся сверхскопление галактик и т. д., но оказалось, что скопления галактик не имеют правильной уплощенной формы «сверхскоплений», не вращаются да к тому же могут пересекаться. Одним словом, экстраполяция образца Солнечной системы на всю Вселенную показала свою полную неправомерность, несостоятельность. Уже открытие первого, так называемого Местного сверхскопления с поперечником в 30-40 Мпс выявило нарушение иерархического принципа, а американский астроном Цвикки первым высказал идею, что крупномасштабная структура Вселенной мажет быть схожа с мыльной водой или пеной, где сверхскопления занимают место пузырей пены. 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. Но изучение пространственного распределения галактик вдоль луча зрения принесло новый сюрприз: оказалось, что сравнительно тонкие участки, заполненные галактиками и их скоплениями, перемежаются с огромными, до 40 Мпс в поперечнике, пустотами, лишёнными если не вещества вообще, то, во всяком случае, достаточно ярких галактик. 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. Таким образом, сверхскопления галактик представились удивительно тонкими, почти двумерными образованиями. 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 (нитевидные). А в начале 80-х годов стала формироваться ячеисто-филаментарная картина крупно-масштабной структуры Вселенной. Стенки и узлы объёмных ячеек или, скорее, пересечения двух стенок (рёбра) и трёх стенок (узлы) и видны нам как сверхскопления галактик.

До сих пор внимание астрономов было направлено на исследование ярко выраженных структур, таких как богатые скопления галактик и сверхскопления. Но последние, более тонкие исследования показали, что мелкие цепочки галактик почти непрерывной пространственной сеткой заполняют всю Вселенную. Вблизи сверхскоплений эта сетка становится более густой, в пространстве между сверхскоплениями - более редкой, но важно подчеркнуть, что она заполняет и те области Вселенной, которые раньше считались совершенно пустыми.

5.     Нестационарность. Из теории относительности следует, что искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расширяться, или сужаться. Таким образом, Вселенная обладает еще одним свойством — нестационарностью. Впервые вывод о нестационарности Вселенной сделал А. А. Фридман, российский физик и математик, в 1922 г.

Мировую известность Фридман получил, создав модели нестационарной Вселенной, где он предсказал в частности расширение Вселенной.

Александр Александрович Фридман С 1922 по 1924 г. в ходе научных исследований разрабатывает нестационарные решения уравнений Эйнштейна, что было основополагающим фактором теории непостоянности Вселенной (ее постоянного расширения). Ученым были проведены и другие исследования, в результате которых, он доказал, что модель статической Вселенной Эйнштейна является случаем частным. Также им было опровергнуто мнение общей теории относительности о том, что любое пространство имеет конец. Позднее его теория о постоянном расширении Вселенной была подтверждена в 1929 г. Эдвином Хабблом в результате астрономических наблюдений за спектральными линиями галактик. В 1925 г. Фридман умирает в г. Ленинграде в результате заболевания брюшным тифом.  По словам профессора Принстонского университета Игоря Клебанова, «если бы Фридман прожил немного больше - он непременно был бы удостоен Нобелевской премии. Ведь он был первым ученым, пришедшим к варианту решения уравнения общей теории относительности для Вселенной, которая постоянно растет и расширяется». Ныне современными учеными был проведен ряд научных экспериментов, результаты которых подтвердили правильность его решения.

Расширение Вселенной. В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл открыл так называемое красное смещение. Красное смешение ― это понижение частот электромагнитного излучения: в видимой части спектра линии смешаются к его красному концу. Сущность этого явления заключается в следующем: при удалении  от нас какого-либо источника колебаний воспринимаемая нами частота колебаний уменьшается, а длина волны, соответственно, увеличивается, поэтому при излучении происходит «покраснение», то есть линии спектра сдвигаются в сторону более длинных красных волн.

 Э. Хаббл исследовал спектры дальних галактик и установил, что их спектральные линии смещены в сторону красных линий, что означает «разбегание» галактик. Последующие исследования показали: галактики с большой скоростью удаляются не только от наблюдателя, но и друг от друга. При этом скорость «разбегания» галактик, исчисляемая десятками тысяч километров в секунду, прямо пропорциональна расстоянию между ними. Так был установлен факт расширения Вселенной.

На основе результатов проведенных исследований Э. Хаббл сформулировал важный для космологии закон (закон Хаббла): чем дальше галактики отстоят друг от друга, тем с большей скоростью они удаляются друг от друга. Это означает, что Вселенная нестационарна: она находится в состоянии постоянного расширения.

 

 Из положения о том, что Вселенная в настоящее время находится  в состоянии расширения, ученые, оперируя математическими моделями, пришли к заключению, что когда-то, в далеком прошлом, она должна была находиться в сжатом состоянии. Расчеты показали, что 13-15 млрд лет назад материя нашей Вселенной была сконцентрирована в необычайно малом объеме, около 10-33 см3, и имела огромную плотность — 1093 г/см3 при температуре 1027 К. Следовательно, начальное состояние Вселенной - так называемая «сингулярная точка» - характеризуется практически бесконечными плотностью и кривизной пространства, сверхвысокой температурой. Полагают, что наблюдаемая сейчас Вселенная возникла благодаря гигантскому взрыву этой исходной космической материи - Большому взрыву Вселенной. Представление о Большом взрыве является составной частью модели расширяющейся Вселенной. Концепция Большого взрыва, логично объясняя многие моменты эволюции Вселенной, не отвечает на вопрос, из чего же она возникла. Эту задачу решает теория инфляции.

Теория инфляции, или теория раздувающейся Вселенной, возникла не в противовес, а в дополнение и развитие концепции Большого взрыва. Как следует из этой теории, Вселенная возникла из ничего. «Ничего» в научной терминологии называется вакуумом. В соответствии с современными научными представлениями в вакууме отсутствуют физические частицы, поля и волны. Однако в нем имеются виртуальные частицы, которые рождаются за счет энергии вакуума и тут же исчезают. Когда вакуум по какой-то причине в некоторой точке возбудился и вышел из состояния равновесия, то виртуальные частицы стали захватывать энергию без отдачи и превращаться в реальные частицы. Этот период зарождения Вселенной и называют фазой раздувания (или инфляции). В фазе инфляции пространство нашей Вселенной увеличивается от миллиардной доли размера протона до нескольких сантиметров. Такое расширение в 1050 раз больше, чем предполагалось в концепции Большого взрыва. К концу фазы раздувания Вселенной образовалось огромное множество реальных частиц вместе со связанной ими энергией.

При разрушении возбужденного вакуума высвободилась гигантская энергия излучения, а некая суперсила сжала частицы в сверхплотную материю. Из-за необычайно высокой температуры и огромного давления Вселенная продолжала раздувание, но теперь уже с ускорением. В итоге сверхплотная и сверхгорячая материя взорвалась. В момент Большого взрыва тепловая энергия превращается в механическую и гравитационную энергии масс. Это означает, что Вселенная рождается в соответствии с законом сохранения энергии.

 Таким образом, основная идея теории инфляции состоит в том, что Вселенная на ранних стадиях своего возникновения имела неустойчивое вакуумоподобное состояние с большой плотностью энергии. Эта энергия, как и исходная материя, возникла из квантового вакуума, то есть из ничего. Объясняя происхождение Вселенной из возбужденного вакуума, теория инфляции пытается решить одну из основных проблем мироздания - проблему возникновения всего (Вселенной)  ничего (из вакуума).

 

Вселенная горячая. В середине XX в. формулируется концепция горячей Вселенной. Согласно данной концепции, на ранних этапах расширения, вскоре после Большого взрыва, Вселенная была очень горячей: излучение доминировало над веществом. При расширении температура падала, и с некоторого момента пространство стало для излучения практически прозрачным. Излучение, сохранившееся с начальных моментов эволюции (реликтовое излучение), равномерно заполняет всю Вселенную до cих пор. Вследствие расширения Вселенной температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2,7 К . Открытие реликтового излучения в 1965 г. явилось наблюдательным обоснованием концепции горячей Вселенной. Выло выявлено фундаментальное свойство Вселенной - она горячая

Георгий Гамов создатель модели горячей Вселенной Советский и американский физик-теоретик.

Наличие микроволнового фонового излучения с эффективной температурой 2,7 К и планковским спектром излучения, приходящего к нам с высокой степенью изотропности со всех сторон. Это излучение было открыто в 1965 г. американскими радиоинженерами Вильсоном и Пензиасом при отстройке рупорной антенны, предназначенной первоначально для приёма отражений радиосигналов от спутника «Эхо».  В 1948 г. американский физик-теоретик Гамов разработал теорию Большого Взрыва, которая неминуемо приводила к наличию реликтового микроволнового излучения. Пока астрономы собирались его зарегистрировать, это сделали люди, которые не знали ни о существовании такого излучения, ни о самой теории Гамова.  Справедливости ради следует отметить, что фоновое радиоизлучение было обнаружено канадским астрономом МакКелларом ещё в 1941 г., но он не смог тогда объяснить то следствие, которое оно вызывало и которое обнаруживалось в оптическом диапазоне. Второй раз оно непосредственно было обнаружено с помощью рупорной антенны молодым советским ученым Шмаоном в середине 50-х годов, но и тогда этому явлению ещё не придали должного значения.

Таким образом, в соответствии с моделью, разработанной на основе теории относительности расширяющаяся Вселенная — однородная, изотропная, нестационарная и горячая.

Убедительными аргументами, подтверждающими обоснованность  космологической модели расширяющейся Вселенной, являются установленные факты. К числу таких фактов относятся следующие:

1. расширение Вселенной в соответствии с законом Хаббла;

2. однородность светящейся материи на расстояниях порядка 100 Мпк;

3. существование реликтового фона излучения с тепловым спектром, соответствующим температуре 2,7 К.

Еще в 1932 г была выдвинута идея о существовании темной материи-вещества, которое не проявляет себя электромагнитным излучением, но участвует в гравитационном взаимодействии, сначала эта идея была встречена скептически, а в 1975 году приобретает второе рождение и становится общепринятой.

Исследование предельно далеких галактик привело к неожиданному открытию, вызвавшему кардинальный пересмотр представлений о  динамике расширения Вселенной и о роли в ней обычной материи. В 1998 году с помощью телескопа Хаббла, было установлено, что в настоящее время Вселенная расширяется ускоренно. Агент, вызвавший это ускорение, получил название темной-энергии.     Природа темной энергии пока неизвестна.

Темная энергия. В 1998–1999 гг. две международные группы наблюдателей, одной из которых руководили Б. Смидт и А. Райсс, а другой — С. Перлматтер, установили, что наблюдаемое космологическое расширение происходит с ускорением: скорости удаления галактик возрастают со временем. Открытие сделано с помощью изучения далеких вспышек сверхновых звезд определенного типа (Ia), которые замечательны тем, что они могут служить «стандартными свечами», т. е. источниками с известной собственной светимостью; на это их свойство обратил внимание ещё много лет назад астроном ГАИШ профессор Ю.П. Псковский. Из-за их исключительной яркости сверхновые можно наблюдать на очень больших, истинно космологических расстояниях, составляющих тысячи мегапарсек от нас. Как мы уже говорили выше, именно на этих расстояниях и проявляется эффект ускорения.

«Обычное» вещество не способно ускорять галактики, а лишь тормозит их разлет: взаимное тяготение галактик стремится сблизить одну с другой. Поэтому открытый астрономами факт ускоренного расширения указывает на то, что наряду с обычным веществом, создающим тяготение, во Вселенной присутствует и неизвестная ранее ни по астрономическим наблюдениям, ни по физическим экспериментам особая космическая энергия, которая создает не тяготение, а антитяготение — всеобщее отталкивание тел природы. При этом в космологическом масштабе антитяготение сильнее тяготения. Новая энергия получила название «темной энергии».

Замечательно, что три из четырех фундаментальных открытий в космологии были первоначально предсказаны теоретически.

1. Феномен космологического расширения предвидел в 1922–1924 гг. петербургский математик А.А. Фридман, ставший в наши дни общепризнанным классиком науки о Вселенной.

2. Существование фонового электромагнитного излучения с температурой в несколько градусов Кельвина предсказал в 1948–1953 гг. Г.А. Гамов, некогда ученик профессора Фридмана по Петербургскому (Ленинградскому) университету. Согласно построенной Гамовым теории Большого Взрыва (это излучение представляет собой остаток, реликт некогда очень горячего начального состояния Вселенной, имевшего место в первые минуты её расширения).

3. Что касается космического антитяготения, то четкое представление о нем содержалось в работе Эйнштейна (1917 г.), положившей начало современной космологической теории.

5. И только темная материя не была предсказана теоретически — этот тип вещества, или энергии, не предусмотрен стандартной моделью фундаментальной физики.

Возраст Вселенном, согласно современной космологической концепции ее происхождения и развития, исчисляется с начала расширения и оценивается в 13-15 млрд лет. Современная астрономия интенсивно развивается: открыты новые космические объекты, установлены ранее неизвестные факты. Вновь установленные факты изучаются с позиций эволюционного  подхода к решению вопросов о происхождении и развитии Вселенной, согласно которому Вселенная выступает как результат дифференциации и усложнения форм организации материи.