Напомним, что, согласно этому эффекту, у приближающегося источника света все длины волн, измеренные наблюдателем, уменьшены, смещены к фиолетовому концу спектра, а для удаляющегося источника увеличены, смещены к красному концу спектра. Происхождение, строение и развитие Вселенной изучаются КОСМОЛОГИЕЙ (греч. kosmos - порядок, мир и logos - слово, учение). Началом современного этапа развития космологии являются работы замечательного ученого А.А.Фридмана (1888-1925), выполненные в 1922-1924 гг. На основе теории Эйнштейна он построил математические модели движения вещества во всей Вселенной под действием сил тяготения. Фридман доказал, что вещество Вселенной не может находиться в покое - Вселенная не может быть стационарной: она должна либо расширяться, либо сжиматься. Впрочем, для доказательства этого нужны были 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 установлению научных контактов. Поэтому доказательство справедливости космологических представлений Фридмана связано с именем другого американского астронома 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 только одно: Вселенная действительно расширялась, как предсказывал Фридман, и это 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, очень 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 заключена 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 спектра. Это обстоятельство сразу же привело к целому ряду выдающихся открытий. Так, 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 взрыва, и т.д. Сменив картину величавого покоя небес, перед людьми открылся бурный, нестационарный, эволюционирующий мир, расширяющаяся Вселенная, родившаяся 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 горячим и плотным. По современным представлениям, расширение наблюдаемой части Вселенной происходит вследствие того, что все объекты материального мира, вплоть до самых удаленных галактик, образовались из вещества, невообразимо громадные массы которого разлетелись примерно 15-20 млрд. лет назад из некоторой небольшой области, комка или даже точки. Относительно того, как 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 центр расширения). Если же несколько небесных тел связаны силами тяготения в единое образование (подобно Солнцу и окружающим его планетам или звездам 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 очень больших масштабах, а не к отдельным изолированным объектам - галактикам, звездам, планетам, связанным гравитационно и в которых плотность вещества гораздо больше средней во Вселенной. Будущее нашего расширяющегося мира зависит от соотношения между скоростью разбегания галактик и силой, с которой они друг друга притягивают. Скорость разбегания ученые знают достаточно точно. Но вот сила притяжения определяется средней плотностью вещества во Вселенной, а она, к сожалению, известна пока лишь приблизительно. Следовательно, будущее Вселенной зависит от значения средней плотности вещества в ней, т.е. от массы вещества всех галактик и другой материи, равномерно "размазанной" по всему пространству. Оказывается, существует критическая величина плотности, приближенно равная 10 г/см, т.е. 10 атомов водорода в одном кубическом метре. Если плотность материи во Вселенной превышает эту величину, то "разбегание" галактик будет 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 будет продолжаться безгранично. Согласно имеющимся сегодня данным, плотность вещества во Вселенной примерно в десять раз меньше критического значения. Выходит, что разбегание галактик будет продолжаться вечно. Однако этот вывод следует снабдить знаком вопроса. Все дело в том, что определить с достаточной точностью среднюю плотность вещества - очень трудная задача. В данном случае приходится иметь дело не только с труднонаблюдаемыми видами вещества, например с разреженным горячим газом и другими видами материи в пространствах между галактиками, но и решать проблему так называемой скрытой массы во Вселенной. Суть последней состоит в том, что масса любой галактики оказывается существенно больше суммарной массы всех звезд галактики и массы, содержащейся в ее газово-пылевой составляющей. Так, например, по характеру вращения некоторых галактических образований-дисков можно заключить, что распределение видимой массы в них не соответствует наблюдениям: видимая масса составляет лишь 15-25% от необходимой для объяснения характера вращения вещества во внешних областях дисков. Предполагается несколько кандидатов в объекты, из которых может состоять скрытая масса: планетоподобные образования типа нашего Юпитера, массивные "черные дыры", межгалактический газ, экзотические субстанции, такие, как космические лучи, нейтрино, гравитационные волны, а также различные другие виды физической материи. Такова в самом общем виде фактическая сторона дела в современной космологии. Перечень рассмотренных выше проблем и вопросов очень краток и схематичен. Но и он позволяет сделать вывод о том, что еще далеко нс все в Большом космосе известно и понятно сегодняшней науке. Будет ли Вселенная расширяться вечно или же расширение сменится сжатием и все галактики, звезды и планеты вновь cплaвятcя в чудовишном тигле? Почему Вселенная в большом масштабе однородна и почему имеются отклонения от однородности и масштабах скоплений галактик? Почему энтропия Вселенной велика, т.е. почему Вселенная горячая? Существуют ли миры помимо нашей Вселенной? Ответ на эти вопросы должны дать будущие исследования. Ученые преисполнены оптимизма - ведь возможности наблюдательных инструментов еще далеко не исчерпаны. Новые телескопы, несомненно, позволят заглянуть в такие космические бездны, которые сегодня еще недоступны глазу человека. и узнать много нового о нашем "звездном доме".
Читать дальше
