Классическая и релятивистская космологии.

Классическая космология опиралась на небесную механику Ньютона, в основе которой лежат законы Кеплера и закон всемирного тяготения, сформулированный И.Ньютоном. Основной чертой (особенностью) этой космологии следует признать мысль о неизменном характере космоса, постоянстве и неизменности Вселенной. По этим представлениям Вселенная бесконечна в пространстве и времени. Пространство Вселенной однородно и изотропно, время однородно. Структура Вселенной определяется исключительно законом всемирного тяготения. Принципиальных (качественных) отличий между космологическими объектами не существует, поэтому законы, верные для Солнечной системы, могут быть распространены на любую область Вселенной. В пространстве бесконечной Вселенной равномерно распределены космические объекты: звезды, созвездия, планеты и т.п., движущиеся по неизменным орбитам.

Т.о. классическая космология опиралась на следующие постулаты:

Космология познает мир таким, какой он есть сам по себе, безотносительно к условиям познания.

Пространство и время Вселенной абсолютны, независимы от физических процессов внутри нее, они однородны и изотропны.

Вселенная бесконечна в пространстве и времени.

Вселенная неизменна и не эволюционирует.

В XVIII веке астроном Р.Шезо, а позднее в XIX веке Ф. Ольберс сформулировали парадокс, названный впоследствии фотометрическимпарадоксом Шезо-Ольберса. Суть парадокса в том, что если предположить бесконечное количество звезд во Вселенной и их равномерное распределение, то их суммарная светимость была бы столь велика, что блеск Солнца вовсе не был бы заметен.

В конце XIX века немецкий астроном К.Зеелигер сформулировал другой парадокс (этот парадокс получил название гравитационного): в бесконечной Вселенной сила тяготения на отдельные тела была бы бесконечно большой и неопределенной. Астрономы Ламберт и Шарлье предприняли попытку избегнуть указанных парадоксов, предположив, что Вселенная состоит из ряда иерархических структур разных масштабов: звезд, звездных скоплений и т.д. Плотность вещества должна в этом случае убывать по некоторому закону при переходе ко все большим масштабам. Однако идеи Ламберта и Шарлье об убывании плотности вещества во Вселенной не подтвердились.

Таким образом, в начале XX века классическая космология находилась в глубоком кризисе. Выход из него был найден на путях новой неклассической или релятивистской космологии.

Релятивистская космология начала развиваться в XX столетии. Начало ее развитию положила общая теория относительности А.Эйнштейна. С началом развития этой космологии многие, считавшиеся очевидными положения, приобрели проблематический характер. Например, потеряла свою очевидность мысль о равномерности распространения во Вселенной космических тел; стала неверной мысль об одинаковости структуры пространства во всех точках Вселенной. Наконец, в науку вошла мысль об эволюционном характере космических процессов. Вселенная потеряла свою неизменность и стала рассматриваться как меняющийся, эволюционирующий объект.

В 1917 году Альберт Эйнштейн показал, что если средняя плотность вещества во Вселенной больше критической (10^-29 г./см³), то Вселенная замкнута и представляет собой четырехмерную конечную сферу с геометрией Римана. Вселенная Эйнштейна имеет сферическую форму; луч света, движущийся в определенном направлении, описывает в ней огромный круг и возвращается назад, в ту точку, откуда вышел. В такой модели парадоксы Шезо-Ольберса и Зеелигера исчезают. Применив общую теорию относительности ко Вселенной, Эйнштейн пришел к странному выводу: из уравнений получалось, что Вселенная либо расширяется, либо сжимается. Однако астрономы убедили его в том, что Вселенная, в среднем, стационарна. Чтобы добиться стационарности Эйнштейн ввел в уравнения константу, единственная функция которой – обеспечивать стационарность.

В 1922 году российский математик Александр Александрович Фридман (1888-1925) в результате анализа показал, что " Вселенная Эйнштейна" не может быть стационарной. Согласно Фридману, такая Вселенная должна расширяться подобно мыльному пузырю.[72] Пространственные расстояния между различными космическими телами должны увеличиваться. Статья Александра Фридмана привлекла внимание Эйнштейна, который написал в редакцию короткое письма с критикой статьи. Фридман сразу же увидел, что критика несостоятельна. Эйнштейн прислал краткую записку с извинениями. Однако идеи эволюционирующей Вселенной, которая вытекала из уравнений Фридмана, не принял. В 1925 году А.А.Фридман умер от тифа. Он так и не увидел плодов своего труда. Его теория на долгие годы оказалась вне внимания научного сообщества. Истина постепенно прояснилась. Знаменитый английский астроном Артур Эддингтон пришел к выводу, что теория Фридмана является самой удачной из конкурирующих (Эйнштейн, де Ситтер, Леметр). Сегодня большинство астрономов пользуется теорией Фридмана в несколько измененной форме, в том виде, в котором ее независимо представили в 1935 году два американских физика, Говард П.Робертсон и Артур Уокер.

В 1922 году американский астроном Э.П.Хаббл(1889-1953) [73] воспользовался открытием своего соотечественника В.Слайфера (в некоторых редакциях Слифер – С.К.) и нашел, что скорости " разбегания" галактик друг от друга тем больше, чем дальше от нас находится данная галактика. Это открытие было оценено как опытное подтверждение космологической модели " Вселенной Фридмана".

Т.о. в зависимости от определения плотности вещества во Вселенной (или ее массы) помимо классической модели стационарной незамкнутой Вселенной различают: открытую модель Вселенной с отрицательной или нулевой кривизной пространства и закрытую модель, с положительной кривизной пространства. Модели Вселенной А.А. Фридмана (открытая и закрытая) послужили основой современной космологии. Благодаря работам Фридмана и уточнениям, внесенным в его идеи российскими космологами Я.Б.Зельдовичем и И.Д.Новиковым, стало понятно, что расширяющаяся Вселенная должна иметь свое начало во времени. По современным представлениям возраст Вселенной должен быть около 15-20 миллиардов лет. В своем первоначальном состоянии Вселенная должна была иметь колоссальную плотность вещества – 10⁹⁶ г/см³ и ничтожно малые размеры (сопоставимые с размерами атомного ядра) – 10^-12 см.

В своем первоначальном состоянии Вселенная представляла собой микрообъект, который потерял (в силу пока неизвестных причин) свою устойчивость и взорвался. Процесс взрывного расширения Вселенной получил название Большого взрыва [74].

В 40-х годах XX века американский физик-космолог русского происхождения Георгий А. Гамов(1904-1968) предложил теоретическую модель поведения Вселенной от ранних этапов ее существования до настоящего момента. Эта теория, принимающая Большой Взрыв, получила название Горячей Вселенной. Георгий Гамов родился в России. После окончания гражданской войны он поступил в Новороссийский университет, однако не смог получить физико-математическое образование: единственный профессор отказался работать и факультет прекратил существование. Гамов отправился в Ленинград, где заинтересовался теорией Эйнштейна, однако, ему и на этот раз не повезло: единственный профессор, знакомый с теорией умер. В 1928 г. Гамов попал в Геттингенский университет, бывший в то время мировым центром теоретической физики. Из Геттингена Гамов отправился в Копенгаген к Н.Бору, откуда направился в Кембридж, где пробыл около года. Практически сразу же после возвращения в Россию Гамов начал строить планы побега. Первоначальная попытка пересечь на байдарке Черное море не удалась: Гамов и его супруга попали в шторм, выбились из сил и были выброшены на российское побережье. Второй попытке достичь на лыжах Финляндии не суждено было осуществиться: Гамов получил предписание выступать на Сольвеевском конгрессе в Брюсселе. Откуда он вполне успешно переехал в США.