Структура Вселенной
Одним из важнейших научных событий XX в. стало открытие расширения Вселенной.
Вселенная считалась неизменной до тех пор, пока в 1917 г. великий физик Альберт Эйнштейн (1879–1955) не обнаружил, что решения системы выведенных им уравнений общей теории относительности (ОТО — это геометрическая теория тяготения, раскрывающая фундаментальные свойства материи, пространства и времени), которое бы описывало стационарную, не изменяющуюся со временем Вселенную, не существует. В начале 1920-х гг. выдающийся российский и советский математик, физик и геофизик Александр Александрович Фридман (1888–1925) доказал, что могут существовать два решения уравнений ОТО: расширяющийся мир и сжимающийся мир. В 1929 г. американский астроном и космолог Эдвин Хаббл (1889–1953) обнаружил расширение наблюдаемого мира галактик.
Факт постоянного расширения Вселенной установлен твердо, и сегодня мы видим ее не такой, какой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Еще раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а совсем близко к началу расширения даже мелкие небесные тела не вместились бы в том небольшом объеме, который тогда занимала вся наблюдаемая сейчас часть безграничной Вселенной.
Современная стандартная космологическая модель оценивает возраст Вселенной примерно в 13,8 млрд лет. В её энергетическом балансе обычное вещество составляет около 5%, тёмная материя — около 27%, а тёмная энергия — около 68%. Природа тёмной материи и тёмной энергии остаётся одной из главных нерешённых проблем современной физики и космологии.
Наблюдаемая структура Вселенной на больших масштабах определяется тем, что астрономические тела обладают тенденцией группироваться в системы. Звезды могут образовывать пары, входить в состав звездных скоплений или ассоциаций. Крупнейшими объединениями звезд являются галактики. Но и они редко наблюдаются как одиночные. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов, либо в скопления, в которых их насчитываются многие тысячи.
На больших масштабах галактики образуют космическую паутину из нитей, стен и пустот. Большая Стена и Слоановская Великая Стена относятся к известным крупномасштабным структурам протяжённостью в сотни миллионов и более световых лет, однако они всё равно во много раз меньше наблюдаемой Вселенной, диаметр которой составляет около 93 млрд световых лет.
Протяженные волокна, состоящие из тех же скоплений галактик, являются самыми крупными структурами во Вселенной. «Волокнистый» и «ячеистый» характер отражает картину распределения вещества, которое включало как обычную, так и «темную» материю, существовавшую во Вселенной около 14 млрд лет назад, когда галактик еще не было в природе: они возникли из этого вещества в первый миллиард лет после начала расширения.
Расширение Вселенной
Наша Галактика не является центром, от которого и идет расширение: раздувается само пространство. Если на поверхности воздушного шарика нарисовать галактики и начать надувать его, то расстояния между изображениями будут возрастать, причем тем быстрее, чем дальше они расположены друг от друга. Разница лишь в том, что нарисованные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звездные системы повсюду во Вселенной могут сохранять свои размеры, так как составляющие их звезды и газ связаны между собой силами гравитации. На начальной стадии все вещество Вселенной имело огромную плотность.
Идею о расширении Вселенной из сверхплотного состояния ввел в 1927 г. бельгийский католический священник, астроном и математик Жорж Леметр (1894–1966), а предположение, что первоначальное вещество было очень горячим, в 1946 г. впервые теоретически обосновал Георгий Антонович Гамов (1904–1968). Впоследствии эту гипотезу подтвердило открытие так называемого реликтового излучения, сделанное в 1964 г. американскими радиоастрономами Арно Пензиасом (р. 1933) и Робертом Уилсоном (р. 1936). Распределенное по всему объему Вселенной, оно осталось как рудимент ее бурного рождения, которое часто называют Большим взрывом.
Скопления галактик
Галактики и их группы распределены в пространстве не равномерно, а образуют скопления, обычно неправильной формы. Хотя есть скопления правильной, сферической формы, которые состоят из сотен и тысяч отдельных звездных систем, сильно концентрирующихся к центру. Такие скопления называют регулярными. В них много эллиптических и линзовидных галактик и почти нет спиральных.
В центре находится одна или несколько гигантских эллиптических галактик. В иррегулярных (т. е. неправильных) скоплениях много спиральных систем. Но общее число галактик в таких скоплениях значительно меньше по сравнению с регулярными. Вообще, чем больше членов содержит скопление, тем более правильную форму оно имеет. Наивысшая плотность галактик наблюдается в центральных областях регулярных скоплений. Расстояния между звездными системами здесь сравнимы с их собственными размерами, и галактики часто сталкиваются, т. е. активно влияют друг на друга силами гравитации, а их звезды изменяют свои орбиты и как бы перемешиваются.