Формирование современной космологии

Формирование современной космологии. Создание Хендриком Антоном Лоренцом (1853-1928), Жюлем Анри Пуанкаре (1854-1912) и Альбертом Эйнштейном (1879-1955) специальной и общей теорий относительности, безусловно, является отправной точкой современной физики. В основе специальной теории относительности лежат два принципа, согласно которым все физические процессы в инерциальных системах отсчёта протекают одинаково, независимо от того, неподвижна ли система или она находится в состоянии равномерного и прямолинейного движения (отсюда следует, что все законы природы одинаковы во всех инерциальных системах отсчёта) и во всех инерциальных системах отсчёта скорость света не зависит от скорости движения источника.

Принцип тяготения, по которому сила тяготения распространяется мгновенно на любом расстоянии, вступает в противоречие со специальной теорией относительности. Общая теория относительности основана на принципе равенства гравитационной (масса из закона тяготения) и инертной масс (масса из второго закона Ньютона) и устраняет это противоречие.

В 1910 г. датчанин Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) и американец Генри Норрис Рассел (1877-1957) предложили диаграмму, демонстрирующую зависимость между абсолютной звёздной величиной (характеристика блеска звезды), светимостью (характеристика излучаемой энергии), спектральным классом и температурой поверхности звезды. 90% звёзд расположены на так называемой главной последовательности. Светимость таких звёзд обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий.

В 1922 г. Александр Фридман (1888-1925) предложил теорию нестационарной вселенной, в соответствии с которой вначале был взрыв, произошедший одновременно и повсюду во Вселенной, заполнивший пространство очень плотным веществом, из которого через миллиарды лет образовались наблюдаемые тела Вселенной - Солнце, звёзды, галактики и планеты, в том числе Земля. В 1929 г. Американец Эдвин Пауэлл Хаббл (1889-1953) открыл закон, согласно которому скорость удаления галактик прямо пропорциональна расстоянию до них. В 50х годах XX века Георгий Гамов на основании теории Фридмана предложил модель Большого Взрыва, согласно которой первичное вещество мира было не только очень плотным, но и очень горячим.

Идея Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы лёгкие химические элементы. Самым эффектным результатом этой теории стало предсказание космического фона излучения.

Электромагнитное излучение должно было, по законам термодинамики, существовать вместе с горячим веществом в «горячую» эпоху ранней Вселенной. Оно не исчезает при общем расширении мира и сохраняется - только сильно охлаждённым - до сих пор. Гамов и его сотрудники смогли ориентировочно оценить, какова должна быть сегодняшняя температура этого остаточного излучения. По их расчётам, эта температура оказалась близка к абсолютному нулю. С учётом возможных неопределённостей, неизбежных при весьма ненадёжных астрономических данных об общих параметрах Вселенной как целого и скудных сведениях о ядерных константах, предсказанная температура должна лежать в пределах от 1 до 10 К. В 1950 году в одной научно-популярной статье Гамов объявил, что скорее всего температура космического излучения составляет примерно 3 К. В 1964 г. американские радиоастрономы Арно Аллан Пензиас и Роберт Вильсон открыли космический фон излучения и измерили его температуру, которая оказалась равной 3 К в точном соответствии с теорией Гамова.

В настоящее время это излучение носит название реликтового.

В 1990 г. на орбиту Земли была запущена автоматическая обсерватория «Хаббл» с телескопом-рефлектором диаметром свыше 2х метров, которая позволила значительно увеличить поток получаемой о небесных объектах информации. Совершенствование исследовательской техники продолжается и по сей день. По мере получения новых данных и возможностей для проведения экспериментов учёные совершенствуют и проверяют старые гипотезы и предлагают новые, необходимые для объяснения эффектов, не известных раньше по причине отсутствия приборов, позволяющих зафиксировать оные.