Красное смещение» в спектрах галактик. Современные взгляды на строение и эволюцию Вселенной.

Красное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, свидетельствующее о динамическом удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т.е. о нестационарности (расширении) Метагалактики.

Красное смещение для галактик было обнаруженоамериканским астрономом В. Слайфером в 1912-14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон красного смещения, или закон Хаббла).

Красное смещение не зависит от частоты, относительное изменение частоты z = (n₀-n)/n₀ совершенно одинаково для всех частот излучения не только в оптическом, но и в радиодиапазоне данного источника. Такое изменение частоты - характерное свойство доплеровского смещения и фактически исключает все другие истолкования красного смещения.

В теории относительности доплеровское красное смещение рассматривается как совместный результат движения источника относительно приёмника (обычный эффект Доплера) и замедления течения времени в движущейся системе отсчёта (поперечный эффект Доплера, эффект специальной теории относительности). Если скорость системы источника относительно системы приёмника составляет v (в случае метагалактического красного смещения v — это лучевая скорость), то

Из этого уравнения следует, что при z —> ∞ скорость v приближается к скорости света, оставаясь всегда меньше её (v < с). При скорости v, намного меньшей скорости света (v < < с), формула упрощается: . Закон Хаббла в этом случае записывается в форме v = cz = Hr (r — расстояние, Н — постоянная Хаббла). Для определения расстояний до внегалактических объектов по этой формуле нужно знать численное значение постоянной Хаббла Н. Знание этой постоянной очень важно и для космологии: с ней связан так называвемый возраст Вселенной.
Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселенная бесконечна и вечна так, как она является вечно самодвижущейся материей.
Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений в-ва звездных миров и звездных систем. Поэтому не будет ошибкой сказать, что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точнее, тем или иначе её стороны. Это особая отрасль астрономии так называемая космология. Космология – учение о Вселенной в целом, включающая в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области, как части Вселенной, кстати не следует смешивать понятия Вселенной в целом и " наблюдаемой" (видимой) Вселенной. Поэтому все результаты полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверить путем сравнения с реальностью. Нельзя отождествлять само явление с моделью. Нельзя без тщательной проверки, приписывать природе те свойства которыми обладает модель. Ни одна из моделей не может претендовать на роль точного " слепка" Вселенной. Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и неизотронной Вселенной.

Развитие взглядов на строение Вселенной. На каждом этапе развития общества человечеству было известно строение лишь некоторой ограниченной части В. С усовершенствованием методов научных исследований и астрономических инструментов всё более расширяется доступный для изучения объём В. Само исследование становится всё более глубоким, и наши знания всё точнее отражают строение и развитие изучаемой области В. История познания В. является одной из наиболее блестящих иллюстраций ленинской теории познания, согласно которой «... Человеческое мышление по природе своей способно давать и дает нам абсолютную истину, которая складывается из суммы относительных истин» (Ленин В. И., Полн. собр. соч., 5 изд., т. 18, с. 137). На первых ступенях развития культуры представления о В. ограничивались знанием ближайших к жилью человека рек, гор, лесов и наиболее заметных небесных светил. В дальнейшем эти знания стали распространяться на значительные области поверхности Земли; следующим этапом было установление шарообразности Земли и относительной удалённости небесных светил.