3.1. Особенности развития современной космологии

Общая теория относительности как теоретическая основа современной научной космологии.

Современная космология возникла после появления общей теории относительности и поэтому ее в отличие от прежней, классической, называют релятивистской. На первом этапе она уделяла главное внимание геометрии Вселенной и, в частности, кривизне четырехмерного пространства – времени и связи этой кривизны с плотностью вещества. В основе Вселенной Эйнштейна лежит уравнение тяготения общей теории относительности, по которому Вселенная стационарна и неподвижна.

Космологическая модель Фридмана

Новый этап в развитии космологической модели Вселенной был связан с исследованиями русского ученого А.А. Фридмана (1888 – 1925). Решая уравнение тяготения А. Эйнштейна в 1922 году, ему удалось впервые теоретически доказать, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, не может быть стационарной. В решении этих уравнений А.А. Фридман допускает 3 возможности:

- если средняя плотность вещества и излучения во Вселенной равна некоторой критической величине, мировое пространство оказывается евклидовым и Вселенная неограниченно расширяется от первоначального точечного состояния;

- если плотность меньше критической, пространство обладает геометрией Лобачевского и также неограниченно расширяется;

- если плотность больше критической, пространство Вселенной оказывается римановым: расширение на некотором этапе сменяется сжатием, которое продолжается вплоть до первоначального точечного состояния.

Поскольку средняя плотность вещества во Вселенной точно неизвестна, то сегодня мы не знаем, в каком из этих пространств Вселенной находимся.

В 1927 г. Ж. Лемерт (1894-1966) связал «расширение» пространства с данными астрономических наблюдений. Он ввел понятие начала Вселенной как сингулярности (т.е. сверхплотного состояния) и рождения Вселенной как Большого взрыва.

В 1929 году американским астроном Э. Хабблом было получено наблюдаемое подтверждение нестационарности Вселенной. Он установил, что свет, идущий от далеких галактик, смещается в сторону красного конца спектра. Это явление, получившее название красного смещения, согласно принципу Доплера свидетельствовало об удалении («разбегании») галактик от наблюдателя. Скорость разбегания галактик пропорциональна расстоянию до них (закон Хаббла). Красное смещение подтверждает теоретический вывод о нестационарности Вселенной (с точки зрения современной науки Вселенная постоянно расширяется) (рис.25). В связи с этим на первый план выдвигаются проблемы исследования расширения Вселенной и определения ее возраста по продолжительности этого расширения.

Рис.25 Наблюдения за галактиками говорят о том, что Вселенная расширяется: расстояние между парой галактик увеличивается.

Модель «горячей» Вселенной

Начало следующего периода развития космологии связано с работами известного американского физика Г.А. Гамова (1904 – 1968), русского по происхождению. В них исследуются физические процессы, происходившие на разных стадиях расширяющейся Вселенной. Г.А. Гамов выдвинул модель «горячей» Вселенной. Первоначально она находилась в условиях, которые трудно вообразить на Земле. Эти условия характеризуются наличием высокой температуры и давления в сингулярности, в которой была сосредоточена вся материя. Такое допущение вполне согласуется с установлением расширения Вселенной, которое могло начаться с некоторого момента, когда она находилась в очень горячем состоянии и постепенно охлаждалась по мере расширения.