6. В далеком прошлом метагалактика представляла собой образование огромной плотности и в результате «большого взрыва» разогрелась до очень высокой температуры (сингулярность). В этом, в частности, убеждает реликтовое излучение, представляющее собой остаток от очень «горячей» и мощной радиации, характерной для метагалактики на начальных этапах ее возникновения и эволюции.
Причины расширения наблюдаемой части Вселенной не выяснены. Существует мнение, что раз в современной метагалактике отсутствуют значительные концентрации массы материи в каком-нибудь выделенном участке, то метагалактика в целом находится в настоящее время в состоянии инерционного расширения[95].
Исходя из этой концепции, а также опираясь на диалектический принцип развития в исследованиях проблем астрономии, можно теоретически выделить несколько последовательных стадий развития Вселенной: а) досингулярная Вселенная; б) сингулярная Вселенная; в) расширяющаяся или сжимающаяся Вселенная; г) коллапсирующая Вселенная.
Конкретное изучение определенных стадий в эволюции Вселенной ведется в релятивистской космологии, общей теории относительности, в различных вариантах и подходах ныне создающейся квантовой теории гравитации и квантовой космологии. Достаточно полный учет разнообразных астрофизических процессов, протекающих на всех стадиях развития Вселенной, возможен в так называемой квантово-релятивистской космологии, основные принципы и физико-математический аппарат которой создаются в настоящее время[96].
Выяснение прошлого Вселенной не на каком-то отрезке времени, а в целом составляет «вопрос вопросов» современной космологии и внегалактической астрономии[97]. Выявление эвристического значения важнейшего принципа диалектики — принципа развития позволяет в наиболее полном виде понять диалектику эволюции астрономических объектов. Разработка с помощью общей теории относительности концепции расширяющейся, эволюционирующей Вселенной Фридмана — Леметра еще раз показала действенность этого принципа.
Первой космологической моделью, которая возникла в рамках общей теории относительности, была стационарная модель Вселенной, разработанная в 1917 г. А. Эйнштейном. В этой модели метрика пространства-времени рассматривалась как не зависящая от времени, и теория не учитывала эволюцию материи. В 1922 г. советский физик А. Фридман предложил нестационарную модель, в которой метрика пространства-времени изменялась. Так возникла теория нестационарной вселенной, которая была подтверждена экспериментально американским астрономом Хабблом. В 1929 г. он открыл явление «красного смещения», которое означало, что скорость движения удаленных галактик прямо пропорциональна расстоянию до них. Согласно теории расширяющейся однородной модели, на первых этапах после «большого взрыва» в развитии Вселенной образовались атомы легких элементов (водород и гелий), затем — звезды и галактики с атомами более тяжелых элементов, планетные системы и, наконец, на некоторых из них создались условия для возникновения живых организмов. Число таких сверхплотных участков (особых точек) в эволюции Вселенной может быть бесконечно велико. В этом случае периоды ее расширения от некоторого сверхплотного вещества (протоатома) сменяются периодами сжатия («красное смещение» сменяется «фиолетовым») — так возникает пульсирующая модель Вселенной.
Что касается вопроса о том, конечна или бесконечна Вселенная, то в рамках теории А. А. Фридмана возможны два варианта его решения: а) открытая модель с отрицательной кривизной и б) закрытая модель с положительное кривизной. Причем выбор между открытой и закрытой моделью в рамках космологии в принципе можно сделать на основе учета средней плотности вещества и полей во Вселенной. Если средняя плотность окажется больше некоторой критической плотности Ркр, то реализуется закрытая (пульсирующая) модель Вселенной. При средней плотности материи меньше критической получается открытая модель Вселенной (расширяющаяся Вселенная). Существуют различные оценки средней плотности материи. По данным Оорта, она в 30 раз меньше критической, согласно данным Я. Б. Зельдовича с учетом нейтрино и квантов, средняя плотность Рср = (0,2–0,1) Ркр, т. е. в 10–20 раз ниже критической. Однако эти данные также нельзя считать окончательными, поскольку горизонты астрономических наблюдений постоянно расширяются.
95
См. Гуревич Л. Э., Чернин А. Д. Общая теория относительности в физической картине мира. М., 1970, с. 17.
96
См. Гинзбург В. Л. Замечания о методологии и развитии физики и астрофизики. — Вопросы философии, 1980, № 12.