Космологический принцип

Сегодня общепринятым считается космологический принцип, согласно которому Вселенная не статична, но однородна и изо­тропна в любую космологическую эпоху.
К такому представлению ученые пришли не сразу. Еще в 1917 г. Эйнштейн полагал, что Вселенная статична, однородна и изо­тропна.
Вот что пишет проф. Джайант Нарликар из индийского Тата-института фундаментальных исследований в Бомбее: «Смысл этих терминов легко пояснить на примере. Представим себе, что галактики - это своеобразные наблюдательные пунк­ты... однородность Вселенной означает, что, из какой бы галакти­ки мы ни смотрели на Вселенную, она одинаково выглядит.
Изо­тропия означает, что если смотреть на Вселенную из произвольной галактики, то в больших масштабах она одинаково выглядит во всех направлениях (т.е. обладает одинаковыми свойствами А.Б.). И, наконец, в статичной Вселенной отсутствуют крупномас­штабные систематические движения ее составных единиц — галактик.
Иными словами, Вселенная выглядит одинаково в любой момент времени...
Обратите внимание, что первое свой­ство согласуется с идеей Коперника: ни одна область во Вселенной не имеет выделенного положения.
Второе свойство делает равноправными все направления, а третье — все моменты време­ни (выделено мною. - А.Б.)». Проблема, однако, заключалась в том, что Эйнштейну никак не удавалось решить свои знаменитые уравнения тяготения так, чтобы решение соответствовало его космологической модели.
«И тогда он видоизменил уравнения, предположив, что в при­роде существует еще один новый тип сил отталкивания» между любыми двумя массами... Эйнштейн решил уравнения, показав, «каким образом рас­пределение материи определяет характерные черты неевклидо­вой геометрии Вселенной». Но оказалось, что привлечение в уравнения Эйнштейна дополнительных сил отталкивания позволяет иметь и другие ре­шения его уравнений.
В том же 1917 г. нидерландский астроном де Ситтер предложил свое решение и свою модель пустой, од­нородной и изотропной, но уже расширяющейся (не стацио­нарной) Вселенной.
В 1924 г. советский математик А. Фрид­ман предлагает свою модель: Вселенную, заполненную матери­ей, однородную и изотропную.
Решение Фридмана (как и Ситтера) показало, что Вселенная расширяется.
Точнее, они создали модели, в которых Вселенная расширяется. Идея расширяющейся Вселенной необыкновенно быстро ста­ла господствующей. Этому способствовали несколько обстоя­тельств. Во-первых, сам Эйнштейн отказался от своей модели в пользу нестатичной модели Фридмана, а во-вторых, этому по­могло привлечение эффекта Доплера для объяснения красно­го смещения в спектрах излучения далеких небесных объектов. Этот эффект как бы неопровержимо подтверждал, что галакти­ки разлетаются друг от друга, при этом вскоре было установле­но, что скорость удаления галактик тем больше, чем дальше они от нас находятся (Хаббл, 1929)
Итак, сегодня общепринятым считается, что Вселенная не статична (расширяется), однородно заполнена веществом и проявляет одинаковые свойства во всех направлениях.