Установлено, что кроме нашей Галактики существует множество подобных ей звездных систем, также называемых галактиками.

Сравнивая нашу Галактику с другими галактиками, ученые определили, что наша Галактика, подобно галактикам в Андромеде и Треугольнике, имеет спиральное строение.

Форма галактик различна – существуют эллиптические (в частности, шаровые), чечевицеобразные, иглообразные, неправильные. Размер нашей Галактики меньше галактики в Андромеде, но больше Больших и Малых Магеллановых Облаков, которые являются спутниками нашей Галактики и расположены на расстоянии около 120 тыс. св. лет от нее. Все галактики вращаются вокруг своих осей, как и наша Галактика.

Особый интерес представляют галактики, являющиеся мощными дискретными источниками радиоизлучения. Их принято называть радиогалактиками. По мнению советского астрофизика академика В. А. Амбарцумяна, радиогалактика возникает в результате процесса разделения первоначальной массы на две удаляющиеся друг от друга галактики. Стадия деления – переход материи из более плотного состояния в менее плотное – вызывается взрывными процессами и сопровождается интенсивным радиоизлучением. Полагают, что радиогалактика – стадия, через которую проходит каждая галактика в ранний период своего развития. Наиболее известна радиогалактика Лебедь А.

Квазары – это мощные внегалактические источники электромагнитного излучения. Излучение квазаров в 10¹–10⁴ раз превышает излучение всех звезд галактики. Одно из основных свойств квазаров – переменность их излучения в радио-, ИК- и оптическом диапазонах. Физическая природа активности квазаров еще до конца не раскрыта. Согласно существующим гипотезам, мощное излучение квазаров может быть обусловлено процессами столкновения звезд, вспышками сверхновых звезд, превращением в излучение энергии магнитных полей вращающегося массивного магнитоплазменного тела. Особый интерес квазары представляют как далекие объекты, участвующие в космологическом расширении Метагалактики. Изучение квазаров может пролить свет на ранние стадии эволюции Вселенной.

В созвездии Девы располагается огромное скопление галактик, диаметр этого скопления около 100 млн св. лет, а масса равна примерно квадриллиону солнечных масс. Такое скопление галактик получило название Сверхгалактика. Все доступные области наблюдения Вселенной входят в состав системы, более грандиозной, чем Сверхагалактика, и называются Метагалактикой, границы которой пока остаются недоступными для наблюдения в самые мощные современные телескопы. Но и Метагалактика является лишь ничтожной частью бесконечной Вселенной.

Понятие о космологии

Космология – раздел астрономии, изучающий свойства Вселенной как единого целого.

Выводы космологии основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии. Важнейшим постулатом космологии является положение, согласно которому законы природы – законы физики, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, могут быть распространены на всю Вселенную.

Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические законы и принципы положены в их основу. Построенные на этих теориях модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, выводы теории должны подтверждаться наблюдениями или не противоречить им.

Космология начала развиваться на научной основе после открытия И. Ньютоном закона всемирного тяготения.

Согласно ньютоновской теории, пространство подчиняется евклидовой геометрии, где кратчайшими расстояниями между двумя точками являются отрезки прямых линий.

Пространство и время считаются абсолютными, т. е. их свойства не зависят от материи и ее движения.

Наряду с представлением о евклидовой геометрии трехмерного пространства складывается представление об однородности и изотропности бесконечной Вселенной. Действительно, если рассматривать сравнительно небольшие области Вселенной, то звезды распределены в них неравномерно. По мере развития астрофизических исследований было обнаружено, что звезды группируются в гигантские скопления – галактики, и что общая картина Вселенной представляется совокупностью отдельных скоплений галактик. Скопления галактик содержат тысячи галактик и их размеры составляют порядка нескольких мегапарсек (Мпк). Среднее расстояние между скоплениями галактик около 30 Мпк. Таким образом, в радиусе примерно 30 Мпк Вселенная является неоднородной, здесь имеются отдельные структурные элементы, распределенные в пространстве неравномерным образом. В радиусе около 1000 Мпк содержится примерно одинаковое количество скоплений галактик, т. е. Вселенная приблизительно однородна и свойства Вселенной одинаковы по всем направлениям, т.е. Вселенная является изотропной. Итак, в больших масштабах Вселенную с большой степенью точности можно считать однородной и изотропной.

Из наблюдений постепенно складывалось представление о статичности Вселенной, т.е. неизменности ее строения со временем. В частности, на это указывало постоянство положения звезд и туманностей относительно друг друга. Видимые движения при этом сводились к периодическим движениям планет вокруг Солнца. Свойства пространства-времени неразрывно связаны с движущейся материей.

Расширяющаяся Вселенная

Современная космология базируется на работах А. Эйнштейна, А. А. Фридмана и Э. П. Хаббла и опирается на два главных наблюдаемых явления.

1. Галактики и их скопления равномерно распределены во Вселенной.

2. Линии спектров всех галактик (за исключением некоторых галактик из числа самых близких) смещены в красную сторону (красное смещение).

Первое явление подтверждает, что на больших масштабах Вселенная однородна и изотропна. Однородность Вселенной означает, что в произвольных одинаковых объемах содержится равное число галактик. Вселенная изотропна, т. е. в разных направлениях находится одинаковое число галактик.

Если второе явление рассматривать как эффект Доплера, то можно сделать вывод, что все галактики удаляются от нас со скоростью

.

Изучая характер движения галактик, американский астроном Э. П. Хаббл установил, что отношение , определяемое по спектру Галактики, пропорционально расстоянию R до Галактики, т.е. галактики удаляются («разбегаются») со скоростями v, пропорциональными расстояниям до них R:

,

где Н – постоянная Хаббла, характеризующая скорость «разбегания» галактик.

В настоящее время принимают Н = (50 – 100) км×с^–1× Мпк^–1.

Последнее соотношение называют законом Хаббла. Его можно трактовать как подтверждение расширения наблюдаемой области Вселенной – Метагалактики. Значение постоянной Хаббла и закон Хаббла позволяют определить время t, прошедшее с начала расширения Вселенной при условии постоянной скорости расширения t = (10 – 20) млрд лет. Это время примерно характеризует возраст Вселенной. Поскольку галактики имеют положительные скорости, пропорциональные расстояниям, можно сделать вывод, что в прошлом все галактики были ближе друг к другу, а плотность Вселенной была больше. Расширение приводит к охлаждению, т. е. в прошлом Вселенная была не только более плотной, но и более горячей, чем в настоящее время.

Итак, в основе определенных моделей Вселенной должны лежать предположения об ее однородности и изотропности в больших масштабах и основные уравнения и положения теории тяготения Эйнштейна о свойствах пространства-времени и его неразрывной связи с движущейся материей.

В 1922 – 1924 гг. на основе представлений об однородной, изотропной, бесконечной Вселенной и теории тяготения Эйнштейна советским математиком А. Фридманом получены теоретические результаты, свидетельствующие о том, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, должна быть нестационарной. С течением времени она должна либо неограниченно расширяться, либо сжиматься. Но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия красного смещения, т. е. эффекта «разбегания» галактик. Из интерпретации закона Хаббла следует, что в некоторый момент времени в далеком прошлом все расстояния обращались в нуль. Отдельные галактики, звезды и другие небесные тела не могли существовать как изолированные объекты. Этот момент времени был моментом начала расширения Вселенной.

Таким образом, в настоящее время Вселенная расширяется. Этот процесс из-за сил гравитации протекает с замедлением. Расширение Вселенной приводит к снижению плотности и уменьшению замедления. Существуют два сценария будущего Вселенной: 1) плотность вещества во Вселенной достаточно мала и замедление мало – расширение будет протекать неограниченно долго; 2) плотность вещества во Вселенной достаточно велика, велико и замедление расширения – расширение прекратится и сменится сжатием. Критическая плотность  вещества отделяет один сценарий от другого (теоретические расчеты показывают, что ). Если наблюдения покажут, что плотность вещества в настоящий момент , то расширение должно смениться сжатием, при  расширение будет длиться бесконечно долго. На основе существующего уровня наших знаний о распределении вещества во Вселенной принято считать, что реальная средняя плотность чуть меньше критической плотности. Если это представление верно, то реализуется второй сценарий – расширение будет протекать неограниченно долго.

Средняя плотность вещества влияет на геометрические свойства Вселенной, т. е. степень искривления пространства зависит от массы тяготеющего вещества – чем больше масса, тем сильнее кривизна. При больших массах кривизна может стать настолько велика, что приведет к «свертыванию» пространства. Пространство становится конечным, но безграничным. Если масса мала, то «свертывания» пространства не происходит и пространство является бесконечным. Первый случай отвечает «замкнутому» миру, второй – «открытому».

Модель горячей Вселенной

Для определения того, как происходило расширение Вселенной с момента начала процесса, какие процессы при этом протекали, необходимо провести расчеты при разных предположениях о расширении, о состоянии и составе вещества во Вселенной и сравнить результаты расчетов с наблюдениями.

Согласно модели расширяющейся Вселенной на основе закона Хаббла можно примерно установить момент времени начала расширения Вселенной. Расчеты показывают, что это произошло около 15 млрд лет назад. К настоящему времени наибольшее распространение получила модель горячей Вселенной, которую предложил в конце 40-х годов XX в. американский физик Дж. Гамов.

Согласно модели Гамова, современная наблюдаемая Вселенная представляет собой результат «Большого взрыва», т.е. катастрофически быстрого разлета материи, находившейся до того в сверхплотном и сверхгорячем – сингулярном (неописуемом) состоянии. Один из возможных сценариев эволюции Вселенной – следующий. Плотность вещества спустя 10^-43 с после начала расширения («Большого взрыва») примерно в 10¹⁰⁸ раз превосходила ядерную плотность. Температура вещества превышала десятки тысяч миллиардов градусов.

В космологии выделяют несколько периодов в эволюции Вселенной после «Большого взрыва». Каждый период характеризуется определенными процессами. В первоначальный период, который длился всего нескольких секунд, вещество Вселенной находилось в состоянии фотонной плазмы: на один миллиард фотонов (квантов света) приходилась только одна частица. Фотоны рождаются и уничтожаются при взаимодействии с элементарными частицами. Фотон рождается при взаимодействии частицы и античастицы. Частицы при этом исчезают (аннигилируют), и появляются фотоны. Тяжелые частицы рождаются из особого состояния материи – физического вакуума, в котором они имеются в скрытом, «виртуальном», состоянии. Тяжелые частицы и античастицы аннигилируют, и в результате появляются протоны, нейтроны, электроны, нейтрино и античастицы.

В первые пять минут после «Большого взрыва» практически произошли все события, определившие те свойства Вселенной, которые она имеет в настоящее время. Решающую роль здесь играли протоны и нейтроны, которые, взаимодействуя с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, превращаются друг в друга. Температура в результате расширения уменьшается. При этом протонов становилось больше, так как их масса меньше массы нейтронов и их образование энергетически выгоднее. Процесс создания избытка протонов прекращается из-за понижения температуры до того, как все нейтроны будут превращены в протоны. Заметим, что в первые мгновения после «Большого взрыва» фотонов было много (на один протон приходился 1 млрд фотонов). С течением времени это соотношение остается постоянным, но энергия фотонов становится меньше, потому что в результате эффекта Доплера частота фотонов, а значит, и их энергия уменьшаются. При падении температуры до 1 млрд К начинают образовываться простейшие ядра. Итак, нейтроны захватываются протонами, и происходит образование дейтерия. Реакция продолжается, и образуются ядра гелия, которые состоят из двух протонов и двух нейтронов. Одновременно образуется немного лития и изотопа гелия-3 ( ) . К концу пятой минуты после «Большого взрыва» расширяющееся вещество состоит из ядер водорода – 70 % и ядер гелия – 30 %.

Температура становится ниже 1 млрд К, Вселенная перестает быть горячей, наступает следующий этап расширения Вселенной, который длится порядка 300 тыс. лет. Вещество Вселенной в это время представляет собой плазму, которая является непрозрачной для фотонов. При температуре порядка 4000 К начинается образование нейтральных атомов. Появляются нейтральный водород и гелий. Вещество становится прозрачным для фотонов. Нейтральное вещество начинает собираться в некоторые образования, «комки». С этого момента начинает происходить образование галактик.

Дополнительным доказательством верности гипотезы «Большого взрыва» явилось открытие в 1965 г. А. Пензиасом и Р. Вильсоном реликтового излучения. Возможность существования этого излучения была предсказана американским физиком-теоретиком С. Гамовым еще в 1949 г. Исследования показали, что интенсивность этого излучения почти строго постоянна для всех направлений, а распределение по длинам волн соответствует излучению абсолютно черного тела, имеющего температуру 3 К. Это излучение не связано, вероятно, ни с какими объектами Вселенной, существующими в настоящее время, а отражает распределение материи во Вселенной на начальной стадии ее развития. Если предположить, что «начальный взрыв» произошел порядка 15 – 20 млрд лет назад и в результате расширения пространства Вселенной ее температура начала резко падать, то расчеты приводят как раз к значению 3 К.

Такова гипотеза горячей Вселенной.