 |
|
Научная революция (XVII в)
Кеплер представлял Вселенную в виде шара конечного радиуса с полостью посередине, где располагалась Солнечная система. Шаровой слой за пределами этой полости Кеплер считал заполненным звёздами — самосветящимися объектами, также окруженными планетами, но имеющими принципиально другую природу, чем Солнце. Один из его доводов является непосредственным предшественникомфотометрического парадокса. С именем Кеплера связана ещё одна революция. Он заменяет круговые движения, отягчённые многочисленными эквантами, на одно — по эллипсу и выводит законы движения по нему, ныне носящие его имя.
Галилео Галилей, оставляя открытым вопрос о бесконечности Вселенной, отстаивал мнение, что звезды подобны Солнцу. В середине — второй половине XVII века эти идеи поддержали Рене Декарт (теория вихрей), Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс. Гюйгенсу принадлежит первая попытка определения расстояния до звезды (Сириуса) в предположении о равенстве её светимости солнечной.
Среди многочисленных сторонников системы Браге в XVII веке был видный итальянский астроном, иезуит Риччиоли. Прямое доказательство движения Земли вокруг Солнца появилось только в 1727 году (аберрация света), но фактически система Браге была отвергнута большинством учёных ещё в XVII веке как неоправданно и искусственно усложнённая по сравнению с системой Коперника-Кеплера.
XVIII—XIX вв.
На пороге XVIII века выходит в свет книга, имеющая колоссальное значение для всей современной физики — «Математические начала натуральной философии» Ньютона. Ещё только создаваемый математический анализ даёт возможность физике строго оценивать факты, а также достоверно судить о качестве пытающихся описать их теорий.
На этой основе уже в XVIII в. Ньютон строит свою модель Вселенной. Он осознаёт, что в конечном мире, наполненном гравирующими телами, неизбежно наступит момент, когда все они сольются друг с другом. Таким образом, он полагает, что пространство Вселенной бесконечно.
В трактате 1755 года, основанном на работах Томаса Райта (англ. Thomas Wright), Иммануил Кант предположил, что Галактика может быть вращающимся телом, которое состоит из огромного количества звёзд, удерживаемых гравитационными силами, сходными с теми, что действуют в Солнечной системе, но в бо́льших масштабах. С точки наблюдателя, расположенного внутри Галактики (в частности, в нашей Солнечной системе), получившийся диск будет виден на ночном небе как светлая полоса. Кант высказал и предположение, что некоторые из туманностей, видимых на ночном небе, могут быть отдельными галактиками.
Уильям Гершель высказал предположение, что туманности могут быть далёкими звёздными системами, аналогичными системе Млечного Пути. В 1785 году он попытался определить форму и размеры Млечного Пути и положения в нём Солнца, используя метод «черпков» — подсчёта звёзд по разным направлениям. В 1795 году, наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчётливо увидел в её центре одиночную звезду, окружённую туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна — далёкие звёздные системы.
В 1837 году В. Я. Струве на основании собственных наблюдений обнаружил и измерил параллакс α Лиры (опубликовал в 1839 году). Полученное им значение (0,125" ± 0,055") было первым успешным определением параллакса звезды вообще. Это был первый шаг в осознании истинных пространственных масштабов Вселенной.
XX век 
Александр Фридман
XX век — век рождения современной космологии. Она возникает в начале века и по мере развития вбирает в себя все новейшие достижения, такие как технологии постройки больших телескопов, космические полёты и компьютеры.
Первые шаги к уже современной космологии были сделаны в 1908—1916 годы. В это время открытие прямо-пропорциональной зависимости между периодом и видимой звёздной величиной у цефеид в Малом Магеллановом облаке(Генриетта Ливитт, США) позволило Эйнару Герцшпрунгу и Харлоу Шепли разработать метод определения расстояний по цефеидам.
В 1916 А. Эйнштейн пишет уравнения общей теории относительности — теории гравитации, ставшей основой для доминирующих космологических теорий. В 1917 году, пытаясь получить решение, описывающее «стационарную» Вселенную, Эйнштейн вводит в уравнения общей теории относительности дополнительный параметр — космологическую постоянную.
В 1922—1924 гг. А. Фридман применяет уравнения Эйнштейна (без космологической постоянной и с ней) ко всей Вселенной и получает нестационарные решения.
В 1929 Эдвин Хаббл открывает закон пропорциональности между скоростью удаления галактик и расстоянием до них, позже названный его именем. Становится очевидным, что Млечный путь — лишь небольшая часть окружающей Вселенной. Вместе с этим появляется доказательство для гипотезы Канта: некоторые туманности — галактики, подобные нашей. Одновременно подтверждаются выводы Фридмана о нестационарности окружающего мира, а вместе с тем и верность выбранного направления развития космологии.
С этого момента и вплоть до 1998 года классическая модель Фридмана без космологической постоянной становится доминирующей. Влияние космологической постоянной на итоговое решение изучается, но ввиду отсутствия экспериментальных указаний на её существенность для описания Вселенной такие решения для интерпретации наблюдательных данных не применяются.
В 1932 году Ф. Цвикки выдвигает идею о существовании тёмной материи — вещества, не проявляющего себя электромагнитным излучением, но участвующего в гравитационном взаимодействии. В тот момент идея была встречена скептически, и только около 1975 года она получает второе рождение и становится общепринятой.
В 1946—1949 годах Г. Гамов, пытаясь объяснить происхождение химических элементов, применяет законы ядерной физики к началу расширения Вселенной. Так возникает теория «горячей Вселенной» — теория Большого Взрыва, а вместе с ней и гипотеза об изотропном реликтовом излучении с температурой в несколько Кельвин.
В 1964 году А. Пезиас, Р. Вилсон открывают изотропный источник помех в радиодиапазоне. Тогда же выясняется, что это реликтовое излучение, предсказанное Гамовым. Теория горячей Вселенной получает подтверждение, а в космологию приходит физика элементарных частиц.
В 1991—1993 годах в космических экспериментах «Реликт-1» и COBE открыты флуктуации реликтового излучения. Правда, нобелевской награды позже удостоятся только некоторые члены команды COBE.
В 1998 году по далеким сверхновым типа Ia строится диаграмма Хаббла для больших z. Выясняется, что Вселенная расширяется с ускорением. Модель Фридмана допускает подобное только при введении антигравитации, описываемой космологической постоянной. Возникает мысль о существовании особого рода энергии, ответственного за это — тёмной энергии. Появляется современная теория расширения — ΛCDM-модель, включающая в себя как тёмную энергию, так и тёмную материю.
Мультивселенная
Мультивселе́нная (англ. multiverse, meta-universe) — гипотетическое множество всех возможных реально существующихпараллельных вселенных (включая ту, в которой мы находимся). Представления о структуре Мультивселенной, природе каждой вселенной, входящей в её состав, и отношениях между этими вселенными зависят от выбранной гипотезы. Вселенные, входящие в Мультивселенную называются альтернативные вселенные, альтернативные реальности,параллельные вселенные или параллельные миры.
Различные гипотезы о существовании мультивселенной высказывались космологами, физиками, философами,религиозными деятелями и фантастами. Возможность существования мультивселенной порождает различные научные,философские и теологические вопросы. Термин «мультивселенная» был создан в 1895 году философом и психологомУильямом Джеймсом (однако, в другом контексте) и популяризирован писателем-фантастом Майклом Муркоком.
В науке
Существование Мультивселенной является предметом дискуссий среди физиков. Данная идея активно используется втеории струн (см. ландшафт теории струн), в многомировой интерпретации квантовой механики, в теории вечной инфляционной мультивселенной..
Ряд учёных высказывает мнение, что гипотеза Мультивселенной скорее философская, чем научная, поскольку она нефальсифицируема, то есть её нельзя опровергнуть с помощью научного эксперимента, а это является неотъемлемой частью научного метода.
Космолог Макс Тегмарк высказал предположение, названное гипотезой математической вселенной, что любому математически непротиворечивому набору физических законов соответствует независимая, но реально существующая вселенная. Это предположение, хотя и не поддаётся экспериментальной проверке, привлекательно тем, что снимает вопрос, почему наблюдаемые физические законы и значения фундаментальных физических постоянных именно такие (см.тонкая настройка Вселенной).
Тегмарк предложил следующую классификацию миров:
Уровень 1: миры за пределами нашего космологического горизонта (внеметагалактические объекты).
Уровень 2: миры с другими физическими константами (например, миры на других бранах в M-теории).
Уровень 3: миры, возникающие в рамках многомировой интерпретации квантовой механики.
Уровень 4: конечный ансамбль (включает все вселенные, реализующие те или иные математические структуры).
Среди сторонников идеи Мультивселенной такие учёные как Стивен Хокинг, Брайан Грин, Макс Тегмарк, Алан Гут, Андрей Линде, Мичио Каку, Дэвид Дойч, Леонард Сасскинд, , Александр Виленкин, Нил Тайсон, Шон Кэрролл. Гипотезу Мультивселенной не поддерживают: Стивен Вайнберг, Дэвид Гросс, Пол Стейнхардт, Нил Турок, Вячеслав Муханов, Майкл Тёрнер, Роджер Пенроуз, Джордж Эллис, Адам Франк, Пол Дэйвис.
Вфилософииилогике
Модальный реализм
Возможные миры — одно из средств интерпретации вероятности, гипотетических суждений и т. п. В связи с этим, ряд философов, в частности Дэвид Льюис (англ.), утверждает, что любой возможный мир реализуется, поскольку возможность и действительность — два дополнительных свойства одного и того же мира. Соответственно, что является возможностью, а что действительностью, зависит от мира, в котором находится наблюдатель (эта концепция называется «модальным реализмом»).