Введение. Идея эволюции всей Вселенной представляется вполне естественной и даже необходимой сегодня. Однако так было не всегда. Как и всякая великая научная идея, она прошла сложный путь борьбы и становления, пока не восторжествовала в науке. Сегодня эволюция Вселенной является научным фактом, всесторонне обоснованным многочисленными астрофизическими наблюдениями и имеющими под собой прочный теоретический базис всей физики. Научная физическая космология может считаться детищем XX века. Только в прошлом веке Альбертом Эйнштейном была создана релятивистская теория тяготения (общая теория относительности), которая является теоретическим фундаментом науки о строении Вселенной. С другой стороны, успехи наблюдательной астрономии начала прошлого века - установление природы галактик открытие закона красного смещения Хаббла, а в последние годы успехи радиоастрономии, новые методы физических исследований, включая методы исследований с помощью космических аппаратов, создали наблюдательный фундамент космологии. Началом современного этапа развития космологии является работа ученого А.А. Фридмана, выполненные в 1922-1924 г.г. На основе теории Эйнштейна он построил математические модели движения вещества во всей Вселенной под действием сил тяготения. Фридман доказал, что вещество Вселенной не может быть стационарной; она должна либо сжиматься, либо расширяться и, следовательно, плотность вещества во Вселенной должна либо уменьшаться, либо увеличиваться. Так теоретически открыта необходимость глобальной эволюции Вселенной. 1. Крупномасштабная однородность и изотопия Вселенной. Любые попытки построения модели окружающего нас мира начинаются, конечно, с осмысливания наблюдений. Что представляет собой наблюдаемая нами Вселенная? До последнего времени астрономы могли наблюдать непосредственно лишь светящиеся тела, т.е. звезды, светящийся газ, звездные системы. В сравнительно небольших масштабах звезды распределены в пространстве совершенно неравномерно. Это стало ясно с того времени, когда поняли, что Млечный Путь является гигантским скоплением звезд - Галактикой. По мере того, как сила телескопов возрастала и совершенствовались методы астрофизических исследований, выяснилось, что галактик много, что они распределены неравномерно, и что общая картина Вселенной представляется совокупностью отдельных скоплений галактик. Размеры скоплений и количество галактик в них бывают весьма различны. Большие скопления содержат тысячи галактик и имеют размеры в несколько мегапарсек (1пк=3,1*1018см, 1Мпк=106пк). Среднее расстояние между большими скоплениями около 30 Мпк, т.е. примерно в 10 раз больше, чем размеры скоплений. Это означает, что средняя плотность каждой структурной единицы в 100-1000 раз больше, чем та плотность, которая бы получилась, если бы все вещество равномерно "размазать" по всему пространству. Имеются и более крупные сгущения - сверхскопления. Таким образом, в масштабе 30 Мпк имеются отдельные структурные единицы, и, следовательно, Вселенная неоднородна. Если взять в 10 раз больший масштаб, то в таком кубе, где бы его не помещать, будет примерно и то же количество скоплений галактик (примерно около 1000), т.е. в большом масштабе Вселенная приблизительно однородна. Пока исследовались скопления галактик с помощью оптических телескопов, мы не очень хорошо представляли их распределение в пространстве. Точность оптических методов определений распределения галактик в пространстве не слишком велика и утверждение о том, что мир в среднем однороден, имело точность около 10-20%. ............