Вселенная, в которой мы живем

Хаббл поставил перед собой задачу разработать метод определения расстояний до небесных тел, удаленных на очень большие расстояния от нас. Решив эту непосильную задачу, он определил, что спиральные и эллиптические туманности – галактики, удаленные от нашей на огромные расстояния. Таким образом, Хабблу удалось установить, что наша Вселенная в целом однородна и изотропна, следовательно, этот факт служит для обоснования космологического принципа, лежащего в основе любой космологической модели.

Дальнейшие исследования привели Хаббла к величайшему открытию.

Изучая оптические спектры далеких галактик, он обнаружил в них наличие эффекта Доплера (систематическое красное смещение спектров), когда источник и приемник света удаляются друг от друга. Так было доказано разбегание галактик. Хаббл, ранее успешно решив проблему измерения расстояний до галактик, доказал: скорость; ν удаления галактики от наблюдателя дается выражением: ν= Hr,где  r –расстояние между галактикой и наблюдателем. Это и есть закон Хаббла,  который является следствием космологического принципа, а не особенностей уравнения тяготения. Этот закон отражает неизменность однородности и изотропности Вселенной в процессе ее расширения. От постоянной H, постоянной Хаббла, зависит критическая плотность вещества.

Красное смещение и закон Хаббла были предсказаны Фридманом в рамках его моделей. Открытие расширения Вселенной поставило крест на стационарной модели Эйнштейна. Эйнштейн изменил свою точку зрения и посчитал, что самой большой его ошибкой был ввод в уравнение тяготения Λ - члена.

Стационарная модель Вселенной не ставит перед собой вопрос о ее прошлом и будущем. А вот нестационарная модель Фридмана выдвигает его на первый план. Какой была Вселенная в прошлом, и что её ждет в будущем?

С помощью закона Хаббла и теории Фридмана была произведена оценка возраста Вселенной. По подсчетам ее возраст составляет от 15 до 18 миллиардов лет в зависимости от выбора конкретной модели расширения. Выбор модели касается будущего Вселенной и зависит от значений средней плотности ρ ее вещества и критической плотности ρ_к. Мы уже анализировали, как реализуются модели Фридмана в зависимости от их значений.

Результаты проводимых экспериментов о выборе модели Вселенной не дали однозначных ответов. По одним данным Вселенная плоская, по другим, расширяется с ускорением. Это ускорение может быть следствием того, что Λ отлично от нуля. Не поторопился ли Эйнштейн он отречься от него? Ведь гении интуитивно могут утверждать то, что не могут принять современники.

Пока нельзя сделать выбор в пользу какой-либо одной из моделей.

Однако, в любой модели, несомненно, содержится акт рождения Вселенной. Нам необходимо это принять.

Заключение.

В настоящее время наука продвинулась в построении единой научной картины мира очень далеко.

Понимание и принятие современной картины устройства Вселенной необходимо для более точного описания реальности. Нельзя бояться все более непривычных фактов и понятий, так как эволюция взглядов требует времени и усилий.