ВВЕДЕНИЕ
Вопрос «как велико и как далеко это от нас?» был одним из основных во все времена существования астрономии. С масштабами Солнечной системы удалось разобраться достаточно давно. Расстояния до близких звезд были определены в XIX веке по их параллаксу — смещению на небе при нахождении Земли в противоположных точках своей орбиты. Дальше возникли трудности: параллаксы меньше 0.01″ не улавливались и расстояния больше 300 световых лет надежно не определялись. О достоверном измерении параллаксов туманностей (галактик) не могло быть и речи.
В 1918 году Генриетта Ливитт и Харлоу Шепли установили существование строгой зависимости между светимостью (или абсолютной звездной величиной) и периодом для особого класса переменных звезд — цефеид. Выяснилось, что чем период цефеиды больше, тем она ярче. Это значило, что, измерив период и видимую звездную величину цефеиды, можно было легко определить расстояние до нее!
Такой способ действовал уже не только в пределах Галактики, но и в ее ближайших окрестностях (Ливитт получила свою зависимость по цефеидам Большого Магелланова облака). А в конце 1923 года Эдвин Пауэлл Хаббл обнаружил на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон первую цефеиду в Туманности Андромеды (М31). Сопоставление ее периода со звездной величиной позволило установить расстояние до МЗ1 — около 900 000 световых лет (сейчас считается, что оно как минимум вдвое больше).
К 1929 году все тот же Э. Хаббл сопоставил найденные расстояния до галактик и величину красного смещения в их спектрах и впервые доказал, что чем галактика дальше от нас, тем быстрее она от нас удаляется. Соотношение между скоростью удаления и расстоянием оказалось более или менее постоянным и получило по имени первооткрывателя наименование «постоянная Хаббла» Н. (Для наиболее близких галактик, однако, собственные скорости были слишком велики. Некоторые из них даже приближаются к нам.)
Логичным объяснением этому факту стало предположение о постоянном, начиная с некоторого момента в прошлом, более или менее равномерном расширении Вселенной. В таком мире равномерно увеличивается расстояние между двумя любыми точками. Именно такая картина Вселенной, предсказанная, кстати, российским математиком Александром Фридманом, стала со временем общепризнанной, а усилия специалистов по космологии и астрофизике были брошены на решение вопросов, почему она расширяется, когда это началось, с чего все началось и что было до этого.
Проблемой данного исследования является определение постоянной Хаббла и оценка времени развития Вселенной.
Актуальность обозначенной нами проблемы обусловлена большим интересом к теме «Определение постоянной Хаббла и оценка времени развития Вселенной» в современной науке, а также, ее недостаточной разработанностью.
Целью данной работы является изучение темы «Определение постоянной Хаббла и оценка времени развития Вселенной» с точки зрения новейших отечественных и зарубежных исследований по сходной проблематике.
Для достижения поставленной цели были выделены следующие задачи:
1. Изучить научную, научно-методическую и специальную литературу, источники Интернет по интересующей тематике.
2. Проанализировать историю развития представлений о нестационарности Вселенной.
3. Рассмотреть модели эволюции Вселенной.
4. Ознакомиться с методиками определения постоянной Хаббла и расчетами времени развития Вселенной.
