Вселeнная

ВСЕЛЕННАЯ, весь наблюдаемый материальный мир, включающий в себя все космические системы со всем их веществом и энергией, со всеми происходящими в них явлениями, а также его теоретически допускаемое продолжение. Вселенная, исследуемая астрономическими средствами, - это лишь часть материального мира, доступная изучению на данном этапе развития науки; иногда эту часть Вселенной называют Метагалактикой. Знания, полученные при изучении Метагалактики, экстраполируются на ещё не охваченные наблюдениями и исследованиями области мира, вначале обычно лишь предполагаемые. Вселенная содержит разнообразные типы объектов, различающихся размерами и массой, - от элементарных частиц, атомов и молекул до планет, звёзд, галактик, скоплений галактик и заполняющего пространство между ними дисперсного вещества (газа, пыли), а также физического поля. Кроме известных видов материи во Вселенной, весьма вероятно, присутствуют вещества и поля неизвестной физической природы, проявляющие себя путём гравитационного взаимодействия с наблюдаемыми объектами. Раздел физики и астрономии, занимающийся изучением Вселенной как целого, называется космологией. Вселенная - наиболее широкое обобщающее понятие, систематизирующее астрономические сведения об окружающем мире.

Развитие представлений о Вселенной. На ранних этапах истории цивилизации «горизонт Вселенной» находился на расстоянии всего порядка сотен километров. К началу 21 века Вселенная исследуется уже до расстояний более 10 миллиардов световых лет. В историческом аспекте понятие «Вселенной» концентрирует в себе астрономические, физические, философские представления цивилизации. Поэтому понятие «Вселенная» является социально-географически и исторически развивающимся в соответствии с уровнем цивилизации, особенно с её астрономическими познаниями и представлениями. С выходом цивилизации с регионального на глобальный уровень и развитием науки Нового времени представления о Вселенной всё в большей мере стали основываться на достижениях астрономии и фундаментальной физики.

В развитии наиболее общих представлений о Вселенной можно выделить следующие этапы (они не всегда поддаются чёткой датировке в различных регионах).

Топоцентрическая Вселенная доисторического или раннего исторического этапа развития человечества появилась у изолированных племён и локально существующих цивилизаций, субъективно ощущающих место своего обитания центром Вселенной (такие представления о Вселенной сохранились до наших дней в некоторых племенах, например, Новой Гвинеи). В наиболее развитых вариантах таких моделей Вселенная представлялась, как правило, достаточно протяжённой (в Древней Индии даже бесконечной) плоской Землёй, накрытой куполом неба (Древний Китай, Древний Египет, цивилизации Средиземноморья, Византии и др.).

Геоцентрические модели Вселенной появились в ранней античности. Среди аргументов в их пользу, в частности в обоснование сферичности Земли, были и совершенно корректные с точки зрения современной науки. Например, Пифагор (6 век до нашей эры) отмечал круглую тень Земли на Луне во время лунных затмений.

Логически последовательная геоцентрическая модель Вселенной построена в 4 веке до нашей эры Аристотелем (вслед за Евдоксом Книдским). Большой объём наблюдательных сведений о Вселенной получен Гиппархом (2 век до нашей эры). Геоцентрическая система мира, позволяющая достаточно точно описывать движения небесных тел, разработана К. Птолемеем (2 век). Птолемеева система мира была в 12 веке канонизирована католической церковью, что надолго задержало развитие представлений о Вселенной.

Геоцентрическую картину мира сменила гелиоцентрическая модель Вселенной - картина обширной, но конечной Вселенной с центром, в котором находится Солнце. Первые идеи о подобной системе содержались ещё в трудах Аристарха Самосского (3 век до нашей эры). Но впервые научно обоснованная гелиоцентрическая система мира разработана Н. Коперником в середине 16 века. Система Коперника содержала представления о строении Вселенной как о Солнечной системе - Солнце с планетами, расположенными в правильном порядке, с достаточно верными относительными расстояниями - и очень удалённой сфере звёзд. Радикально уточнил движения планет в гелиоцентрической системе Коперника И. Кеплер в начале 17 века, введя законы движения планет (Кеплера законы).

В конце 16 века Дж. Бруно, опираясь на идеи Николая Кузанского, возродил древнюю идею Левкиппа, Демокрита и др. о бесконечности Вселенной, её ацентричности и о множественности обитаемых миров. Таким беспредельным миром звёзд (солнц), их планетных систем и комет стала бесконечная Вселенная И. Ньютона (1660-е годы), в основу которой была положена его идея тяготения. На 200 лет Вселенная Ньютона оказалась стержневым элементом научной картины мира. Эволюционно-физическое содержание в мир Ньютона вносили естествоиспытатели, философы и астрономы. Так, И. Кант (середина 18 века) ввёл представление об эволюции Вселенной, У. Гершель (конец 18 века) «раздвинул» горизонты Вселенной за пределы Солнечной системы, открыв звёздную систему - Галактику. Солнце входит в неё лишь как одна из сотен миллиардов звёзд. По существу, Гершель «расширил» Вселенную и дальше, представив Галактику как один из множества элементов («пластов») крупномасштабной структуры Вселенной.

Во 2-й половине 19 века Л. Больцман предложил идею флуктуаций как выход из термодинамического парадокса - «тепловой смерти» Вселенной. Идея Больцмана о ведущей роли во Вселенной флуктуаций не исчерпала себя до настоящего времени. Так, в современной космологии наблюдается тенденция воспринимать Вселенные (подобные нашей Метагалактике и даже более крупномасштабные) как гигантские флуктуации вакуума физического. Необходимость преодоления других космологических парадоксов - фотометрического и гравитационного - способствовала дальнейшему совершенствованию общей картины Вселенной.

Новый этап в развитии научных представлений о Вселенной начался с построения А. Эйнштейном общей теории относительности (ОТО; 1916-17). Приложение ОТО к космологии привело к представлению о бесконечной во времени, статической, безграничной, но, благодаря кривизне и замкнутости пространства, конечной модели Вселенной. В 1922 году А. А. Фридман теоретически открыл нестационарность Вселенной в целом. В середине 1920-х годов Э. Хаббл открыл мир галактик, а в конце 1920-х годов - расширение Вселенной. Эти открытия дали основание для введения понятия «Вселенная Хаббла» как расширяющегося мира галактик - Метагалактики, «нашей Вселенной».

Важным этапом в развитии представлений о Вселенной стало построение в космологии инфляционной модели Вселенной (1980-е годы, А. Гут, А. Д. Линде), а затем теории стохастической инфляции (Линде). С позиций последней теории Вселенная бесконечна в пространстве и времени, а наша расширяющаяся Метагалактика - лишь одна из невообразимого множества Вселенных. Они обладают различными пространственными и временными размерностями, в них действуют другие физические законы из-за различия значений фундаментальных физических констант. На вопрос, почему в нашей Вселенной физические законы и фундаментальные постоянные именно такие, как есть, а не иные, один из возможных ответов даёт антропный принцип. Разрабатываются модели максимально неоднородной Вселенной, построенной на принципе «чем дальше от нашей Вселенной, тем более отличны физические законы, действующие во Вселенной».

Современные представления о Вселенной. Возраст «нашей Вселенной» (расширяющейся Метагалактики) составляет около 14 миллиардов лет. Плотность её (порядка 10^-29 г/см³) близка к критической (смотри Критическая плотность Вселенной), что соответствует плоскому пространству-времени. Компоненты плотности (%): звёзды около 0,5; барионы (в основном межгалактический газ) около 4; небарионная скрытая масса («тёмная материя») около 22; нейтрино около 0,3; антигравитирующий вакуум («тёмная энергия») около 74.

Несмотря на малую долю заключённой в нём массы, барионное вещество является наиболее заметным во Вселенной. Из него состоят звёзды и межзвёздная среда - газ и пыль, частично объединённые в планеты. Химическая эволюция вещества в современной Вселенной, а также основные процессы энерговыделения в ней связаны со звёздами и их эволюцией. Термоядерные реакции в недрах звёзд вызывают превращение лёгких химических элементов в более тяжёлые, вплоть до железа; а самые тяжёлые элементы рождаются при взрывах сверхновых звёзд. Сжатие ядер проэволюционировавших звёзд приводит к рождению сверхплотных объектов - белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр; при этом выделяется значительная гравитационная энергия. Излучение нормальных звёзд является практически единственным источником энергии, способным поддерживать жизнь на поверхности планет.

Звёзды иерархически объединены в системы всё более и более крупного масштаба. Силой гравитации они связаны в двойные, тройные и ещё более сложные кратные системы. Значительная часть звезд, по крайней мере, некоторую часть своей жизни проводит в составе звёздных скоплений, содержащих от сотен до миллионов звёзд в каждом. Молодые звёзды, их скопления и связанное с ними межзвёздное вещество часто объединены в звёздные комплексы размером в сотни парсек и массой в миллионы масс Солнца. Отдельные звёзды, их скопления и комплексы, плотные облака межзвёздного газа и разреженная межоблачная среда объединены в галактики массами от десятков миллионов до сотен миллиардов масс Солнца и размерами от нескольких тысяч до сотен тысяч световых лет. В центральных областях галактик преобладает барионное (звёздное) вещество, но на их периферии всё заметнее становится присутствие небарионной, скрытой массы, которая в целом превалирует в массе крупных галактик.

Большинство галактик образует небольшие группы, а заметная часть (около 10%) - более крупные скопления из сотен и даже многих тысяч галактик. Эти скопления, имеющие характерный размер в миллионы световых лет, организованы в ещё более крупные структуры - сверхскопления галактик размером в десятки миллионов световых лет, разделённые пустотами такого же масштаба. Соприкасающиеся между собой сверхскопления и пустоты между ними образуют сотовую или, точнее, пенообразную структуру. Но и она неоднородна: в ней заметны уплотнения масштабом в сотни миллионов световых лет - так называемые великие стены. С переходом от структур малого масштаба ко всё более крупным контрасты плотности снижаются, так что с увеличением пространственного масштаба Вселенная выглядит всё более и более однородной.

К началу 21 века важнейшими нерешёнными проблемами в изучении Вселенной представляются следующие: расширение нашей Вселенной и его начальные стадии от исходной сингулярности; проблема Великого объединения основных физических взаимодействий (включая гравитационное); происхождение и эволюция крупномасштабной структуры Метагалактики; проблема жизни и разума во Вселенной. Существует также проблема природы фундаментальных объектов неклассического характера, таких как чёрные дыры. Согласно некоторым представлениям, их понимание лежит за пределами ОТО и требует построения квантовой теории гравитации. Остаётся открытой и проблема объяснения природы и «механизма действия» таких важных и характерных объектов Вселенной, как активные ядра галактик, квазары и гамма-всплески. Так, только в недавние годы было доказано, что гамма-всплески - это далёкие метагалактические события, энергетически наиболее масштабные в известной Вселенной. Рассматривается также возможность наблюдения среди объектов нашего неба (с позиций инфляционной Вселенной) Больших взрывов, происходящих в начале рождения других вселенных.

Лит.: Воронцов Вельяминов Б. А. Внегалактическая астрономия. 2-е изд. М., 1978; Силк Д. Большой взрыв: Рождение и эволюция Вселенной. М., 1982; Пиблс Ф. Дж. Э. Структура Вселенной в больших масштабах. М., 1983; Вселенная, астрономия, философия. М., 1988; Лейзер Д. Создавая картину Вселенной. М., 1988; Еремеева А. И., Цицин Ф. А. История астрономии. М., 1989; Новиков И. Д. Эволюция Вселенной. 3-е изд. М., 1990; Астрономия и современная картина мира. М., 1996; Ефремов Ю. Н. Вглубь Вселенной. 4-е изд. М., 2003.