Вселенная. Галактики распределены в пространстве неравномерно, образуя группы и скопления (с числом членов от всего нескольких до тысяч), а также гигантские пустоты — войды, размером в десятки мегапарсек. Наша Галактика находится на периферии богатого скопления галактик, на расстоянии ~15 мегапарсек (~50 млн световых лет) от его центра. В межгалактическом пространстве в скоплениях галактик имеется крайне разреженный (1 атом на несколько куб м) горячий (с температурой ~107 ¸ 108 K) газ, который был обнаружен по его рентгеновскому излучению. Масса межгалактического газа превышает суммарную массу звезд, имеющихся во всех галактиках скопления. Неоднородность в распределении галактик сохраняется до масштабов ~100 мегапарсек, на бо’льших масштабах Вселенная в среднем однородна. В 1929 г. Э.Хаббл (США) установил, что Вселенная расширяется: любые две галактики, разделенные достаточно большим расстоянием r, удаляются друг от друга со скоростью v, которая пропорциональна r, так что v=Hr (закон Хаббла). Коэффициент пропорциональности H в этом соотношении называется постоянной Хаббла (H = 70 км/(с×Мпк)). Из-за описываемого законом Хаббла общего расширения пространства линии в спектрах далеких объектов — галактик и квазаров — смещены в красную сторону за счет эффекта Доплера. На начало 2004 г. самым далеким известным объектом Вселенной была галактика, у которой красное смещение увеличивает длины волн всех деталей ее спектра в 10 раз.
Изучение Вселенной как целого служит предметом космологии. В ее основе лежит общая теория относительности А.Эйнштейна (1915 г.). Исходя из открытых им фундаментальных уравнений, связывающих распределение материи с геометрическими свойствами пространства и ходом времени, в 1917 г. Эйнштейн построил статическую модель Вселенной. В 1922 г. А.А.Фридман (Россия) открыл, что уравнения Эйнштейна имеют решения, которые описывают расширяющийся со временем мир. Этим в науку была введена парадигма эволюционирующей Вселенной, получившая вскоре наблюдательное подтверждение в открытии Хаббла. В 1946 г. Дж.Гамов (США) выдвинул концепцию горячей Вселенной, согласно которой на ранних этапах расширения, вскоре после своего рождения (так называемый Большой Взрыв), Вселенная была очень горячей и в ней излучение доминировало над веществом. При расширении температура падала, и с некоторого момента пространство стало для излучения практически прозрачным. Излучение, сохранившееся от этого момента эволюции, — так называемое реликтовое — равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор. Из-за космологического расширения температура этого излучения продолжает падать. В настоящее время она составляет 2.7 K. Реликтовое излучение было открыто в 1965 г. (А.Пензиас, Р.Вилсон, США). В 1992 г. в распределении интенсивности реликтового излучения по небу были открыты предсказанные теоретически небольшие флуктуации, несущие информацию о ранней Вселенной. С тех пор их изучение сильно продвинулось, что дало важные для космологии результаты. В 1998 г. по изучению вспышек сверхновых (точнее, одного из нескольких известных их типов, именно, Iа) в предельно далеких галактиках было сделано неожиданное открытие, приведшее к пересмотру имевшихся представлений о динамике расширения Вселенной и о роли в ней обычной материи. Было установлено, что в настоящее время Вселенная расширяется ускоренно. Агент, вызывающий это ускорение, получил название темной энергии. В отличие от обычного вещества, она создает отрицательное давление. Природа темной энергии неизвестна.
Современная космологическая модель такова. Возраст Вселенной около 14 млрд лет. Пространство Вселенной плоское (евклидова геометрия). В массу Вселенной около 70% вносит темная энергия, 27% — темная материя неизвестной природы, и всего 3% обеспечивается обычным (барионным) веществом, из которых лишь около 0.5% дают звезды. Выяснились глубокие связи космологии с физикой элементарных частиц. Эта картина кардинально отличается от представлений всего 20 — 30-летней давности. Переворот был вызван прогрессом наблюдательной астрофизики. К началу 21 в. космология стала наиболее быстро развивающейся областью астрономии и физики.
В.В. Иванов.
Заимствовано с сайта: www.astro.spbu.ru/
Литература:
Аллен К.У., Астрофизические величины, М., 1977;
Кононович Э.В., Мороз В.И., Общий курс астрономии, М., 2001;
Куликовский П.Г., Справочник любителя астрономии, М., 2002;
Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М., 1985; Сюняев Р.А (ред.), Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М., 1986;
Carroll B.W., Ostlie D.A., An Introduction to Modern Astrophysics, Reading, 1996;
Padmanabhan T., Theoretical Astrophysics, vols. 1 — 3, Cambridge, 2000 — 2002.