4 октября 2011 года, Нобелевский комитет присудил премию исследователям американским ученым Солу Перлмуттеру, Адаму Райссу и австралийцу Брайану Шмидту. Они наиболее убедительно, чем другие, как считают члены Нобелевского комитета, доказали, на основе анализа сверхновых звезд, Вселенная расширяется с расширяется.
Согласно последним научным данным, возраст Вселенной составляет 13,7±0,2 миллиарда лет. Термины «известная Вселенная», «наблюдаемая Вселенная» или «видимая Вселенная» часто используются для описания части Вселенной, которая доступна для наблюдений с помощью видимая Вселенная, как в диапазоне видимого света, так и в диапазоне радиоволн. Поскольку космическое расширение исключает значительные части Вселенной из наблюдаемого горизонта, большинство видимая Вселенная считает, что наблюдение всего континуума невозможно и следует использовать термин «наша Вселенная» в отношении той части, которая известна человечеству. Существует также гипотеза о том, что Вселенная может быть частью видимая Вселенная системы, содержащей множество других вселенных.
В 1998 году Пенионжкевич, Ю.Э. констатировал: «Исследования законов микромира, которыми занимается ядерная физика, в последнее время помогли существенно расширить наши представления о явлениях, происходящих в макромире нашей Вселенной, внесли огромный вклад в разработку астрофизических и космологических теорий. Прежде всего, это касается модели расширяющейся Вселенной, эволюции звезд и распространенности элементов, а также свойств различных звезд и космических объектов: холодных, нейтронных, черных дыр, пульсаров и др.».
Познание природы приобрело нормальный непрерывно-каскадный характер. В 1898 году в Кембридже в Кавендишской6 лаборатории (руководимой Томсоном, Дж. Дж.) Э. Резерфорд обнаружил неоднородность излучения, испускаемого ураном. Э. Резерфорд доказал, неоднородность излучения связана с различными типами радиации: альфа-, бета- и гамма излучением.
С развитием знаний в физике и химии в космологии также происходят парадигмальные изменения. В 1908 году К. Шарье вернулся к модели иерархической структуры Вселенной. К. Шварцшильд в 1910 году начал разрабатывать теорию звездных атмосфер, Э. Герцшпрунг в 1910 году исследует зависимость «парадигмальные-парадигмальные» для звездных скоплений и обнаруживает различие парадигмальные.
Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказала огромное влияние на астрономическое мышление, как и таблица Д. И. Менделеева на мышление химиков. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла уточнялась, развивалась. Были найдены и построены новые двухмерные и трехмерные диаграммы и т. д. В 1938 году Ф. Цвикки (автор модели Вселенной «мыльная пена» и идеи неиерархической крупномасштабной структуры Вселенной, по аналогии с «мыльной пеной», где мыльная пена галактик играют роль «пузырей»), анализируя белые пятна на диаграмме «масса-светимость», сделал открытие теоретически доказал существование мыльная пена. Три года спустя, когда Ф. Цвикки привлекли к ракетным разработкам, он привнес метод построения многомерных диаграмм в технику, назвав его морфологическим методом (Альтшуллер, Г.С., 1973).
Судьба звезд, проходящих по диаграмме Герцшпрунга-Ресселла, различна и определяется ее массой. Одна из конечных стадий звезды стадия белого карлика. Белые карлики наименьшие из известных нам звезд, если судить по размерам. Их диаметры измеряются от 50 000 км (спутник Сириуса) до 1 400 км (звезда Вольф 457). Средние плотности этих звезд заключены в пределах 4·104 7·108 г/см3. Центральные плотности у белых карликов гораздо больше и могут достигать 1010 г/см3. Атомные ядра в них полностью белых карликов и «упакованы» довольно плотно. Электроны расположены так близко друг от друга, что на состояние электронного газа заметно оказывается влияние тождественности электронов. Существует некоторая предельная критическая масса. Но если масса больше критической, давление электронного газа не может противостоять силам тяготения и звезда испытывает катастрофическое сжатие белых карликов.
Если звезда имеет массу больше 2,0 M, то достигнув размеров нейтронной звезды, массивная звезда продолжает сжиматься, пока не сожмется до своего гравитационного радиуса.
Если звезда имеет массу больше 2,0 M, то достигнув размеров нейтронной звезды, массивная звезда продолжает сжиматься, пока не сожмется до своего гравитационного радиуса.
Еще в 1916 году Карл Шварцшильд доказал, что для любой звезды или вообще сферического небесного тела, существует сфера, обладающая тем свойством, что, если массу звезды сжать до размеров этой сферы, электромагнитные колебания не смогут покинуть ее, будут как бы замкнуты под действием сил гравитации внутри ее. Эта сфера получила название сферы Шварцшильда, а ее гравитационный радиус:
равен: rg = 2fM/c2, где f = 6,67·108 см3/г·сек2 постоянная тяготения, c = 3·1010 см/сек скорость света, M масса звезды. Так, например, для Солнца (M = 2·1033 грамма), rg = 3 км, а для Земли (M = 6·1027 грамма) rg = 1 см.
Как только звезда сожмется до своего гравитационного радиуса, ее связь с внешним миром прекратится: электромагнитные волны не смогут преодолеть гравитационный барьер, они будут настолько сильно искривляться в поле тяготения звезды, что будут описывать запутанные кривые, лежащие целиком внутри сферы К. Шварцшильда. Единственным признаком существования таких звезд будет их притяжение (Бронштейн, В.А., 1974; Шкловский, И.С., 1975; Тейлер, Р. Дж., 1975). В 1968 году были открыты пульсары, это быстровращающиеся нейтронные звезды, которые являются источником короткопериодических радиосигналов. После выгорания термоядерного топлива звезда теоретически начнет остывать и сжиматься под действием сил гравитации. А может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от начальной массы образуется или белый карлик, или нейтронная звезда, или черная дыра.
Согласно расчетам С. Чандрасекара критическая масса равна 1,44 M массы Солнца. Учет нейтронизации, то есть «вдавливания» электронов в атомные ядра7 с превращением части содержащихся в них протонов в нейтроны снижает предел С. Чандрасекара до 1,2 M. Итак, звезды с массой от 0,2 до 1,2 M после исчерпания всех ресурсов термоядерных реакций становится холодной (с температурой ~ 109 ˚C, при плотности ~ 106 г/см3) и сжимается, превращаясь в белый карлик. При сжатии температура в недрах звезды снова повышается, но термоядерные реакции возобновиться не могут: нет горючего. Звезда медленно остывает, расходуя энергию теплового движения атомных ядер и электронов. Недра звезды состоят преимущественно из гелия и тяжелых элементов. Срок жизни белого карлика примерно равен 1071010 лет (Бронштейн, В.А., 1974, с. 89).
В 1937 году Дж. А. Гамов создает теорию звездной эволюции на основе ядерных источников энергии.
В 194648 годах Дж. А. Гамов разрабатывает теорию образования химических элементов путем последовательного нейтронного захвата.
В 1946 году Дж. А. Гамов предложил теорию горячей Вселенной, а в 1948 году Дж. А. Гамов, Р. Альфер, Р. Герман предсказали и рассчитали остаточное, реликтовое (от первичного взрыва) излучение во Вселенной с Т 5К0. Идея Дж. А. Гамова состояла в том, что в горячем и плотном веществе ранней Вселенной происходили ядерные реакции, и в этом ядерном котле за несколько минут были синтезированы все химические элементы, из которых и состоит теперь все на свете. В этом же году Фред Хойл вместе Германом Бонди и Томасом Голдом разработал теорию стационарной Вселенной, которая постулирует независимость процессов появления материи и расширения Вселенной. Согласно этой модели, по мере расширения Вселенной между разлетающимися галактиками постоянно создаётся новая материя. В этой теории Ф. Хойл сделал попытку разрешить проблему образования химических элементов. Чтобы объяснить присутствие вокруг нас звезд8 и галактик, Бонди, Голд и Хойл предположили, что в пустоте постоянно происходит самопроизвольное рождение вещества со скоростью, оставляющей среднюю плотность Вселенной одинаковой. Из родившегося разреженного вещества постепенно формируются новые звезды и галактики, которые заполняют промежутки между разлетающимися старыми9. Хотя эта теория опровергается современными данными наблюдений, в течение десятилетия она имела много сторонников и стимулировала развитие наблюдательных работ по космологии и исследований по нуклеосинтезу, и конкурировала с теорией горячей Вселенной Дж. А. Гамова.