ГлавнаяРазноеКосмология это

Что такое космология? Космология это


это... Раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной

Астрономия – парадоксальная наука, которую человечество создало словно назло самому себе. Она дает возможность нам с помощью наблюдений и вычислений буквально каждый день делать все новые и новые открытия, и именно они заставляют нас понимать, что мы не знаем ровным счетом ничего о Вселенной, о звездах и даже о ближайших к нам планетах Солнечной системы. Сегодня существуют различные разделы астрономии, среди которых основными являются следующие: галактическая и внегалактическая астрономии, физика звезд, астрофизика, экзобиология, астрохимия и космология. Детальным рассмотрением именно последней науки мы сейчас и займемся.

космология это

Значение термина

В научном контексте космология – это наука о масштабном изучении Вселенной. Её основу составляют базовые теории и формулы астрономии, физики и математики. Главным образом в рамках науки изучается состав Вселенной, ее структура, возраст и эволюция с момента зарождения. В более широком понимании космология – это соотношение астрономических наблюдений, полученных за различные эпохи, и теория относительности, которую подарил миру Альберт Эйнштейн. Именно благодаря этой физической находке в начале 20-го века космология стала отдельной наукой, точной, основанной на формулах и цифрах. До этого момента она считалась некой эфемерной частью философии, и потому не воспринималась миром всерьез.

Две школы – одна теория

Ныне космология как наука разделилась на две ветви, как и ученые, которые являются ее представителями. Эмпирики при проведении своих работ основываются исключительно на наблюдениях за небесными светилами и материей. Они не создают различных моделей иных реальностей в земных условиях, так как уверены в том, что каким бы ни был результат, он далек от реальности. Теоретики, наоборот, пользуются расчетами, результатами различных исследований. В основе их работы может лежать построение модели определенного участка космоса, черной дыры или иного объекта. Стоит учитывать, что космология – это наука, которая изучает Вселенную и в практическом плане, и в теоретическом. В обеих школах была принята общая концепция – Теория Большого взрыва. В соответствии с ней, все пространство и время зародилось некогда из очень горячей и плотной материи. В противовес ей существует вторая, менее знаменитая, но не лишенная смысла теория. Она говорит о том, что Вселенная – единица постоянная, которая не имеет начала и конца, момента зарождения или момента падения.

проблемы космологии

Данные, на которых основана наука

Существует шесть основных принципов построения Вселенной, которые используются в космологии:

  • Пространство изотропно. Это означает, что все объекты в космосе - как планеты и астероиды, так и галактики и черные дыры - двигаются хаотично, вне определенного порядка, и космология изучает именно данное движение. В некоторых местах они могут скапливаться и образовывать области искаженного пространства, высокого давления и температуры. В других, наоборот, рассеиваться, разрежая пространство до минимума.
  • Постоянное расширение границ. Главным образом космология изучает эволюцию Вселенной, и этот процесс, можно сказать, происходит прямо на наших глазах. Все космические объекты, а в особенности галактики удаляются друг от друга. При этом чем больше их параметры, тем быстрее увеличиваются расстояния.
  • Пространство, окружающее нашу планету, также изотропно. Это говорит о том, что Земля, как и ее орбита, – рядовая часть Вселенной, которая по структуре мало чем будет отличаться от, скажем, зон, приближенных к планете Кеплер-36Б.
  • В соответствии с теорией Большого взрыва, возраст Земли, всех астероидов, звезд, галактик и самой Вселенной примерно одинаковый. Возникновение материи исследователи опускают в века примерно на 20 миллиардов лет, в то время как самые старые звезды появились около 15 млрд лет назад. Куда большие цифры приводят нам археологи, которые откапывают скелеты гигантских рептилий. В соответствии с этими данными, получается, что Земля появилась ранее, чем вся материя в космосе. На самом деле ученые долго недооценивали параметры расстояния между галактиками. Более современные подсчеты позволяют полагать, что Вселенная бесконечна и в плане пространства, и в плане времени.
  • Тайны Вселенной, которая необъятна, кроются в самых малых ее частицах – атомах. Как мы уже говорили выше, любой участок пространства будет идентичен предыдущему по своему составу, который исследователи смогли высчитать. На 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия.
  • Факт, который, наоборот, подтверждает правильность теории постоянного расширения Вселенной, заключается в том, что на большом расстоянии от СС куда больше квазаров, которые живут более активной жизнью.

космология изучает

Космологические модели мира

Краткая история Вселенной запечатлена в знаменитой теории Большого взрыва. Она родилась благодаря общей теории относительности Эйнштейна, которая легла в основу разработок астрономов, сформировавших модель расширяющейся материи. Данная версия подтвердилась после того, как ученый Хаббл сопоставил расстояния между галактиками и скорость, с которой они удаляются друг от друга. Третье подтверждение последовало от Г. Гамового, который открыл реликтовое излучение. Это фоновое явление встречается во всех уголках Вселенной и является словно «эхом» эпохи взрыва.

тайны вселенной

Невероятные температуры Взрыва

Кода пытаются объяснить детям, как появился космос, говорят, что ранее он был не больше горошины, но при этом температура и давление в нем имело немыслимые показатели. В реальности краткая история Вселенной мало чем отличается от этой игрушечной модели. Возраст нашего окружающего мира приравнивают к 20 млрд. лет. В то время когда Вселенная была лишь точкой, давление в ней было 1090 кг/см3. В таких условиях зародилась гравитация. К слову, ученые считают, что данный термин не является чем-то отдельным или особенным. Гравитация – это искажение пространства, которое возникает за счет плотности материи. Это объясняет тот факт, что к твердым космическим телам прилегает атмосфера (хоть и минимальная), а газовые объекты и звезды не имеют такого поля. Так, на протяжении веков космос расширялся, формируя отдельные гравитационные поля.

Проблемы космологии

На основе концепции Большого Взрыва были построены и альтернативные модели реальности, которые, в принципе, ничем не хуже основной. Суть данного конфликта заключается в том, что сингулярность пространства в момент зарождения, изотропность в настоящем – это теория, которая может быть составлена на основе исследования СС. За пределами орбит известных нам планет совсем иные условия, которые могут быть не изотропными. Ученые вывели на основе этого три проблемы космологии, которые пока что решить невозможно, но они дают пищу к дальнейшим размышлениям и исследованиям. Ниже остановимся на них более подробно.разделы астрономии

Состояние сингулярности

Именно такое состояние, которое, как предполагают многие, было присуще материи в начале начал, может быть лишь научной фантастикой. Невероятная плотность, искаженное пространство и время, немыслимые температуры – все это высчитали в земных условиях на бумаге, но даже в миниатюре такие опыты не удались. Потому главная проблема космологии – это отказ от сингулярности мира в момент зарождения. Скорее всего, точкой отсчета было иное состояние материи.

Отсутствие изотропности

Теоретики уверены в том, что все пространство в космосе однородное, но практика показывает, что это не так. Изучения глубин Вселенной доказывают, что в одном месте наблюдается невероятное скопление галактик, в другом пространство пустует. Конечно же, плотность материи в том и другом участке космоса не может быть одинаковой. Потому можно заявить, что Вселенная анизотропна, и ее химический состав не везде одинаков.научная космология

Закрытый или открытый космос?

Ныне для исследователей тайны Вселенной кроются в ее малых частях, которые и должны решить дальнейший исход событий. Высчитывается средняя плотность материи, и если в результате она будет превосходить критическую отметку, то космос сожмется, и вместо взрыва нас ожидает хлопок. Если же плотность ниже пограничной отметки, то Вселенная будет бесконечно расширяться, и измерить ее пространство, объем и время будет просто нереально.

Еще одна модель зарождения и развития Вселенной

Научная космология – область знаний, в рамках которой буквально каждый день совершаются новые открытия, порождаются теории, каждая из которых правдоподобна и реалистична. Помимо известной концепции Взрыва существует так называемая теория асимметрии или взаимодействия материи и антиматерии. Считается, что реликтовое излучение в космосе рождалось всегда и продолжает появляться благодаря взаимодействию вещества и антивещества. Эти же две субстанции находятся далеко не на равных положениях в космосе. Из материи состоит все, о чем мы знаем. Антиматерия для людей существует только в расчетах. Принято полагать, что в первые десять секунд существования мира произошел сбой симметрии, в ходе которого античастицы остались в меньшинстве, по сравнению с частицами, и причины тому неизвестны.

Послесловие

Космология – это область знаний, которая изучает Вселенную как единое целое. Это теоретическая наука, которая может логически объяснить различные явления в космосе, обосновать те или иные передвижения галактик и звезд.

fb.ru

Что такое космология?

Космология изучает происхождение и процесс вселенской эволюции. То есть, эта наука прослеживает развитие пространства от Большого Взрыва и даже пытается смоделировать будущее.

Космологи рассматривают довольно экзотические и непривычные концепции, среди которых темная материя и темная энергия, теория струн, количество вселенных. Если другие аспекты астрономии изучают определенные явления, то космология старается охватить масштабную картинку.

Учебный материал по космологии

История космологии и астрономии

Разумеется, с развитием человечества наше понимание пространства также эволюционировало. Сначала Земля воспринималась как центр и начало всего, а прочие объекты либо просто закреплены на своих неподвижных позициях, либо же вращаются вокруг. Все изменилось с приходом Николая Коперника в 16 веке, выдвинувшем гелиоцентрическую теорию, объясняющую, что мы лишь часть масштабной Вселенной и расположены далеко не в центре.

В 17 веке Исаак Ньютон интересовался силами, возникающими между планетами, и пришел к гравитации. В 20-м веке всех шокировал Альберт Эйнштейн своей общей теорией относительности. В 1900-х гг. люди задумались о размере Вселенной. То есть, все ограничивается Млечным Путем или есть что-то дальше?

Карта обозримой Вселенной

Новый шаг сделал Эдвин Хаббл. Он исследовал далекое туманное пятно и понял, что оно расположено за пределами нашей галактики! Также он выяснил, что эти объекты выступают галактиками, которые отдаляются от нас, а значит, пространство не статично, оно расширяется.

Современный популярный физик-теоретик Стивен Хокинг полагает, что у Вселенной есть конец, а значит и размер. Однако, нам никогда не увидеть ее границу. Это похоже на ситуацию с нашей планетой: можно обойти ее по кругу, но вы вернетесь на старт. Также Хокинг считает, что расширение продолжится вечно, пока не закончится.

Что существовало до Большого Взрыва?

Мы знаем, что пространство началось с Большого Взрыва. Есть мнение, что существуют и другие вселенные, однако нет практического способа их «увидеть», поэтому пока можно лишь сказать, что до Большого Взрыва не было ничего.

Где произошло это событие?

Нет определенной точки, так как до того ничего не существовало. Большой Взрыв просто произошел.

Если другие галактики отходят от нас, то не стоим ли мы в центре Вселенной?

Нет. Если вы окажитесь в другой галактике, то заметите, что остальные отдаляются уже от этой. Наша Вселенная как воздушный шар. Надуйте и взорвите его. Ни одна из точек не будет располагаться в центре, они все просто расширяются.

Некоторые полагают, что концентрические кольца реликтового излучения намекают на наличие вселенной до Большого Взрыва

Сколько Вселенной лет?

13.7 миллиардов лет (+/- 100 миллионов).

У Вселенной есть конец?

Все зависит от ее плотности. Ученым удалось вычислить критическое число. Если истинная плотность превышает его, то расширение приостановится и пространство начнет сжиматься, пока не вернется в изначальную точку. Если же показатель меньше, то мы получим вечное расширение.

Что было первым: галактика или звезды?

После Большого Взрыва пространство представляло собою скопление водорода и немного гелия. Гравитация заставила водород сжиматься и создавать структуры. Но ученые точно не знают механизма формирования. Возможно, сначала создались звезды, которые объединились в галактики, или же это были массивные галактические глыбы, внутри которых начали появляться звезды.

v-kosmose.com

Космология - это... Что такое Космология?

Космоло́гия (космос + логос) — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом.

Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия.

История космологии

Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.

Китай

Археологические находки позволяют утверждать, что прообразом космоса мог считаться панцирь сухопутной черепахи, щитки которого делят плоскость земли на квадраты.

В наиболее ранней из текстологически представленных моделей китайской космологии считалось, что Земля прикрыта небом подобно пологу на колеснице, и этот полог вращается в горизонтальной плоскости, как зонт (т.н. модель гайтянь 蓋天, называемая тж. Чжоуби - по названию математического трактата, описывающего вычисления согласно этой модели). К сер. династии Хань эта модель оспаривалась астрономическими наблюдениями. Ей на смену пришло представление о сферичности космоса, окружавшего Землю (модель хуньтянь 浑天). Ок. 180 г. н.э. Цай Юн упоминает также третью модель, сюанье 宣夜 - однако о ней уже к его времени не сохранилось сведений.

Европейская античность

Большинство древнегреческих учёных поддерживали геоцентрическую систему мира, согласно которой в центре Вселенной находится неподвижная шарообразная Земля, вокруг которой обращаются пять планет, Солнце и Луна. Предложенная Аристархом Самосским гелиоцентрическая система мира, по видимому, не получила поддержки большинства древнегреческих астрономов.

Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд[1]. Иногда добавлялась ещё одна сфера, отвечающая за прецессию. Предметом споров был вопрос о том, что находится за пределами мира: перипатетики вслед за Аристотелем полагали, что вне мира нет ничего (ни материи, ни пространства), стоики считали, что там находится бесконечное пустое пространство, атомисты (Левкипп, Демокрит, Метродор, Эпикур, Лукреций) полагали, что за пределами нашего мира находятся другие миры. Особняком стоят взгляды Гераклида Понтийского, согласно которому звёзды являются далёкими мирами, включающими в себя землю и воздух. Атомисты и Гераклид полагали Вселенную бесконечной. На закате античности появилось религиозно-мистическое учение герметизм, согласно которому вне мира может находиться область нематериальных существ — духов[2].

Многие досократики полагали, что движением светил управляет гигантский вихрь, давший начало Вселенной. Oднaко после Аристотеля большинство античных астрономов считали, что планеты переносятся в своём движении материальными сферами, состоящими из особого небесного элемента — эфира, свойства которого не имеют ничего общего с элементами земли, воды, воздуха и огня, составляющих «подлунный мир». Широко было распространено мнение о божественной природе небесных сфер или светил, их одушевлённости.

Средневековье

В Средние века в астрономии и философии как христианских, так и мусульманских стран доминировала космология Аристотеля, дополненная птолемеевой теорией движения планет, вместе с представлением о материальных небесных сферах. Некоторые философы XIII—XIV вв. считали, что бесконечно всемогущий Бог мог создать, помимо нашего, и другие миры[3]; тем не менее, эта возможность считалась сугубо гипотетической: хотя Бог и мог создать другие миры, он не сделал этого. Некоторые философы (например, Томас Брадвардин и Николай Орем) считали, что за пределами нашего мира находится бесконечное пространство, служащее обителью Бога (модификация космологии герметистов, также полагавших внемировое пространство относящимся к духовной сфере[4]).

Эпоха Возрождения

Новаторский характер носит космология Николая Кузанского, изложенная в трактате Об учёном незнании. Он предполагал материальное единство Вселенной и считал Землю одной из планет, также совершающей движение; небесные тела населены, как и наша Земля, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. По его мнению, Вселенная безгранична, но конечна, поскольку бесконечность может быть свойственна одному только Богу. Вместе с тем, у Кузанца сохраняются многие элементы средневековой космологии, в том числе вера в существование небесных сфер, включая внешнюю из них — сферу неподвижных звёзд. Однако эти «сферы» не являются абсолютно круглыми, их вращение не является равномерным, оси вращения не занимают фиксированного положения в пространстве. Вследствие этого у мира нет абсолютного центра и чёткой границы (вероятно, именно в этом смысле нужно понимать тезис Кузанца о безграничности Вселенной)[5].

Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер[6].

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса, в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Некоторые философы (Франческо Патрици, Ян Ессенский) заимствовали только один элемент учения Коперника — вращение Земли вокруг оси, также считая звёзды разбросанными во Вселенной до бесконечности. Воззрения этих мыслителей несут на себе следы влияния герметизма, поскольку область Вселенной за пределами Солнечной системы считалась ими нематериальным миром, местом обитания Бога и ангелов[7].

Вселенная Джордано Бруно (иллюстрация из книги Кеплера Краткое изложение коперниковой астрономии, 1618 г.). Символом M отмечен наш мир.

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно. Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды — это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы[8]. В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт. В середине — второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт, Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс.

Возникновение современной космологии

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну.

В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

См. также

Примечания

  1. ↑ Furley 1981.
  2. ↑ Gatti 1999, p. 103.
  3. ↑ McColley 1936; Grant 1994.
  4. ↑ О влиянии герметической литературы на Брадвардина см. работу Grant 1969.
  5. ↑ Койре 2001, с. 2-17 и особенно с. 14.
  6. ↑ Barker 1990.
  7. ↑ Койре 2001; Gatti 1999, pp. 105—106; Granada 2008.
  8. ↑ Койре 2001, с. 31—45.

Литература

  • Бакина В. И. Космологическое учение Гераклита Эфесского // Вестник Московского университета. Сер.7. Философия.. 1998.№ 4. С.42-55.
  • Бакина В. И. Космологические учения раннегреческих философов: Учеб. пособие. М., Изд-во Моск. ун-та. 1999. −104 с.
  • Вайнберг С. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной. — Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2000, 272 с. ISBN 5-93972-013-7
  • Гаврюшин Н. К. Византийская космология в XI веке // Историко-астрономические исследования. — М.: «Наука», 1983. Выпуск XVI. С.325-338.
  • Гаврюшин Н. К. Космологический трактат XV века как памятник древнерусского естествознания // Памятники науки и техники. 1981. М.: Наука, 1981, С. 183—197.
  • Лорен Грэхэм Глава XII Космология и космогония из книги Естествознание, философия и науки о человеческом поведении в Советском Союзе
  • Житомирский С. В. Гелиоцентрическая гипотеза Аристарха Самосского и античная космология. // Историко-астрономические исследования. М., 1986. Вып. 18. С. 151—160.
  • Идлис Г. М. Революции в астрономии, физике и космологии. М., 1985.-232 с.
  • Койре А. От замкнутого мира к бесконечной вселенной: Пер. с англ. Серия: Сигма. 2001.
  • Космологические произведения в книжности Древней Руси. Ч. II: Тексты плоскостно-комарной и других космологических традиций" // Серия «Памятники древнерусской мысли». Вып. IV(2) / Отв. ред.: В. В. Мильков, С. М. Полянский. СПб.: Издат. дом «Міръ», 2008 (640 с. (50Б7 а.л.).
  • Лебедев А. В. Фалес и Ксенофан (Древнейшая фиксация космологии Фалеса) // Античная философия в интерпретации буржуазных философов. М., 1981.
  • Лупандин И. В. Аристотелевская космология и Фома Аквинский // Вопросы истории естествознания и техники. 1989. № 2. С.64-73.
  • Макеев В. А. Древняя философская космография в современной культуре стран Востока. -М.: РУДН, 1993
  • Мочалова И. Н. О двух космологических традициях в Ранней Академии // Вестник Ленинградского государственного университета имени А. С. Пушкина (серия философия). 2007.- № 3 (6).- С.26-34.
  • Нагирнер Д. И. Элементы космологии. — СПб.: Изд-во СПбГУ, 2001.
  • Павленко А. Н. Современная космология: проблема обоснования // Астрономия и научная картина мира. М. ИФРАН, 1996;
  • Павленко А. Н. Европейская космология: основания эпистемологического поворота, М.- ИНТРАДА, 1997;
  • Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. URSS. 2002. 240 с
  • Семушкин А. В. Умозрительный культ космоса в раннегреческой философии // Религия в изменяющемся мире. — М.: Изд-во РУДН, 1994. — С.27-39.
  • Турсунов А. Философия и современная космология. М., 1977.
  • М. Л. Фильченков, С. В. Копылов, В. С. Евдокимов Курс общей физики: дополнительные главы.
  • Фролов Б. Число в архаической космологии // Астрономия древних обществ. М., 2002.С.61-68.
  • Чернин А. Д. Звезды и физика. Изд.2. URSS. 2004. 176 с.
  • P. Barker, Copernicus, the orbs, and the equant, Pierre Duhem : historian and philosopher of science I, Synthese 83 (2) (1990), 317—323. 01A40.
  • C. Bonneau, S. Brunier. Une sonde defie l’espace et le temps. Science&Vie, № 1072, Janvier 2007, p. 43
  • David J. Furley, The Greek Theory of the Infinite Universe, Journal of the History of Ideas, Vol. 42, No. 4 (Oct. — Dec., 1981), pp. 571–585.
  • Gatti H. Giordano Bruno and Renaissance Science, Cornell Univercity Press, 1999.
  • Gombrich, R. F. «Ancient Indian Cosmology.» In Ancient Cosmologies, edited by Carmen Blacker and Michael Loewe, 110—142. London: Allen and Unwin, 1975.
  • Granada, Miguel A. Kepler and Bruno on the Infinity of the Universe and of Solar Systems, Journal for the History of Astronomy, Vol. 39, No. 4, p. 469—495
  • Grant E., «Medieval and Seventeenth-Century Conceptions of an Infinite Void Space Beyond the Cosmos.» Isis, vol. 60, part 1, no. 201 (1969), 39-60.
  • Grant E., Planets, Stars, and Orbs: The Medieval Cosmos, 1200—1687, Cambridge: Cambridge Univ. Pr., 1994.
  • Henderson, John B. The Development and Decline of Chinese Cosmology. Neo-Confucian Studies Series. New York: Columbia University Press, 1984.-->
  • McColley G., The seventeenth-century doctrine of a plurality of worlds, Annals of Science 1, 1936, pp. 385–430.
  • Sircar D.S. Cosmography and Cosmology in Early Indian Literature. Calcutta, 1976 (1 ed.: Calcutta,1967)
  • Timeline of cosmology: http://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_cosmology

Ссылки

dic.academic.ru

Космология — WiKi

Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.

Китай

Археологические находки позволяют утверждать, что прообразом космоса мог считаться панцирь сухопутной черепахи, щитки которого делят плоскость земли на квадраты.

В наиболее ранней из текстологически представленных моделей китайской космологии считалось, что Земля прикрыта небом подобно пологу на колеснице, и этот полог вращается в горизонтальной плоскости, как зонт (т. н. модель гайтянь 蓋天, называемая тж. Чжоуби — по названию математического трактата, описывающего вычисления согласно этой модели). К сер. династии Хань эта модель оспаривалась астрономическими наблюдениями. Ей на смену пришло представление о сферичности космоса, окружавшего Землю (модель хуньтянь 浑天). Ок. 180 г. н. э. Цай Юн упоминает также третью модель, сюанье 宣夜 — однако о ней уже к его времени не сохранилось сведений.

Европейская античность

Большинство древнегреческих учёных поддерживали геоцентрическую систему мира, согласно которой в центре Вселенной находится неподвижная шарообразная Земля, вокруг которой обращаются пять планет, Солнце и Луна. Предложенная Аристархом Самосским гелиоцентрическая система мира, по-видимому, не получила поддержки большинства древнегреческих астрономов.

Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд[1]. Иногда добавлялась ещё одна сфера, отвечающая за прецессию. Предметом споров был вопрос о том, что находится за пределами мира: перипатетики вслед за Аристотелем полагали, что вне мира нет ничего (ни материи, ни пространства), стоики считали, что там находится бесконечное пустое пространство, атомисты (Левкипп, Демокрит, Метродор, Эпикур, Лукреций) полагали, что за пределами нашего мира находятся другие миры. Особняком стоят взгляды Гераклида Понтийского, согласно которому звёзды являются далёкими мирами, включающими в себя землю и воздух; он, как и атомисты, полагал Вселенную бесконечной. На закате античности появилось религиозно-мистическое учение герметизм, согласно которому вне мира может находиться область нематериальных существ — духов[2].

Многие досократики полагали, что движением светил управляет гигантский вихрь, давший начало Вселенной. Однако после Аристотеля большинство античных астрономов считали, что планеты переносятся в своём движении материальными сферами, состоящими из особого небесного элемента — эфира, свойства которого не имеют ничего общего с элементами земли, воды, воздуха и огня, составляющих «подлунный мир». Широко было распространено мнение о божественной природе небесных сфер или светил, их одушевлённости.

Средневековье

В Средние века в астрономии и философии как христианских, так и мусульманских стран доминировала космология Аристотеля, дополненная птолемеевой теорией движения планет, вместе с представлением о материальных небесных сферах. Некоторые философы XIII—XIV вв. считали, что бесконечно всемогущий Бог мог создать, помимо нашего, и другие миры[3][4]; тем не менее, эта возможность считалась сугубо гипотетической: хотя Бог и мог создать другие миры, он не сделал этого. Некоторые философы (например, Томас Брадвардин и Николай Орем) считали, что за пределами нашего мира находится бесконечное пространство, служащее обителью Бога (модификация космологии герметистов, также полагавших внемировое пространство относящимся к духовной сфере[5]).

Эпоха Возрождения

  Вселенная Джордано Бруно (иллюстрация из книги Кеплера Краткое изложение коперниковой астрономии, 1618 г.). Символом M отмечен наш мир

Новаторский характер носит космология Николая Кузанского, изложенная в трактате Об учёном незнании. Он предполагал материальное единство Вселенной и считал Землю одной из планет, также совершающей движение; небесные тела населены, как и наша Земля, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. По его мнению, Вселенная безгранична, но конечна, поскольку бесконечность может быть свойственна одному только Богу. Вместе с тем, у Кузанца сохраняются многие элементы средневековой космологии, в том числе вера в существование небесных сфер, включая внешнюю из них — сферу неподвижных звёзд. Однако эти «сферы» не являются абсолютно круглыми, их вращение не является равномерным, оси вращения не занимают фиксированного положения в пространстве. Вследствие этого у мира нет абсолютного центра и чёткой границы (вероятно, именно в этом смысле нужно понимать тезис Кузанца о безграничности Вселенной)[6].

Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер[7].

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса, в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Некоторые философы (Франческо Патрици, Ян Ессенский) заимствовали только один элемент учения Коперника — вращение Земли вокруг оси, также считая звёзды разбросанными во Вселенной до бесконечности. Воззрения этих мыслителей несут на себе следы влияния герметизма, поскольку область Вселенной за пределами Солнечной системы считалась ими нематериальным миром, местом обитания Бога и ангелов[8][9][10].

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно. Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды — это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы[11]. В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт. В середине — второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт, Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс.

Возникновение современной космологии

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну.

В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

Возраст Вселенной

Возраст Вселенной — время, прошедшее с момента Большого взрыва. Согласно современным научным данным (результаты WMAP9), оно составляет 13,830 ± 0,075 млрд лет[12]. Новые данные, полученные с помощью мощного телескопа-спутника «Планк», принадлежащего Европейскому космическому агентству, показывают, что возраст Вселенной составляет 13,798 ± 0,037 миллиарда лет (68%-й доверительный интервал)[13][14][15].

  Возраст Вселенной как функция космологических параметров

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели.

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация[16]:

  • Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это планковское время (10−43с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10−11 с после Большого взрыва.
  • Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
  • Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система.

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

WMAP

Основная статья: WMAP   Карта микроволнового излучения, построенная WMAP

WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) — космический аппарат НАСА, предназначенный для изучения реликтового излучения, образовавшегося в результате Большого взрыва в момент зарождения Вселенной.

Собранная WMAP информация позволила учёным построить самую детальную на сегодняшний день карту флуктуаций температуры распределения микроволнового излучения на небесной сфере. Ранее подобную карту удалось построить по данным аппарата НАСА COBE, однако её разрешение существенно — в 35 раз — уступало данным, полученным WMAP.

Данные WMAP показали, что распределение температуры реликтового излучения по небесной сфере соответствует полностью случайным флуктуациям с нормальным распределением. Параметры функции, описывающей измеренное распределение, согласуются с моделью Вселенной, состоящей:

Данные WMAP позволяют утверждать, что тёмная материя является холодной (то есть состоит из тяжёлых частиц, а не из нейтрино или каких-либо других лёгких частиц). В противном случае лёгкие частицы, движущиеся с релятивистскими скоростями, размывали бы малые флуктуации плотности в ранней Вселенной.

Среди других параметров, из данных WMAP определены (исходя из ΛCDM-модели, то есть фридмановской космологической модели с Λ-членом и холодной тёмной материей англ. Cold Dark Matter)[17]:

По данным обзора Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

  • 100θMC= 1.04077 ± 0.00032
  • Ωbh3= 0.02225 ± 0.00016
  • Ωch3= 0.1198 ± 0.0015
  • τ=0.079 ± 0.017
  • ln(1010As)=3.094 ± 0.034
  • ns= 0.9645 ± 0.0049
  • H0 = 67.27 ± 0.66
  • Ωm=0.3089 ± 0.0062
  • ΩΛ= 0.6911 ± 0.0062
  • Σmv [eV]< 0.17
  • Ωk=0.0008−0.0039+0.0040
  • w=−1.019−0.08+0.075

ru-wiki.org

КОСМОЛОГИЯ - это... Что такое КОСМОЛОГИЯ?

  • космология — космология …   Орфографический словарь-справочник

  • Космология — Изучаемые объекты и процессы …   Википедия

  • КОСМОЛОГИЯ — (греч. kosmologia, от kosmos вселенная, и lego говорю). Учение о законах вселенной. Словарь иностранных слов, вошедших в состав русского языка. Чудинов А.Н., 1910. КОСМОЛОГИЯ греч. kosmologia, от kosmos, вселенная, и lego, говорю. Учение о… …   Словарь иностранных слов русского языка

  • КОСМОЛОГИЯ — (от греч. kosmos мир, Вселенная и logos слово, учение), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астр. наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого; раздел астрономии. Выводы К. основываются на законах физики и… …   Физическая энциклопедия

  • космология — и, ж. cosmologie f., нем. Kosmologie &LT;гр. kosmos космос + logos наука. Учение о вселенной Сл. 18. Впервые отмечается в Покоящемся трудолюбце 1785 г. ЭС. Космология, показывающая силы небесных и земных вещей. ПТ 4 103. // Сл. 18. Космология… …   Исторический словарь галлицизмов русского языка

  • КОСМОЛОГИЯ — КОСМОЛОГИЯ, космологии, мн. нет, жен. (от греч. kosmos мир и logos учение). Общее учение о мире в его целом. Космология Лейбница. Индусская космология. Толковый словарь Ушакова. Д.Н. Ушаков. 1935 1940 …   Толковый словарь Ушакова

  • КОСМОЛОГИЯ —         (от греч. мир, Вселенная и учение), область науки, в которой изучаются Вселенная как целое и космич. системы как её части. Древнейшие космологич. представления нашли отражение в мифах, становление же науч. К. было подготовлено победой… …   Философская энциклопедия

  • Космология —  Космология  ♦ Cosmologie    Этимологически слово «космология» должно быть наукой обо всем (от греческого cosmos – мир, вселенная), но на деле это всего лишь область физики, изучающая элементарные частицы, как если бы с точки зрения познания… …   Философский словарь Спонвиля

  • Космология — (гр.kosmos+logos=әлем, ғарыш+ұғым, ілім) астрономиялық бақылаулар және басқа зерттеу тәсілдеріне негізделген бүкіл Әлем туралы жалпы ілім. Ертедегі грек философиясында космология табиғат туралы ілімге сәйкес келеді …   Философиялық терминдердің сөздігі

  • КОСМОЛОГИЯ — (от космос и ...логия) физическое учение о Вселенной как целом, основанное на результатах исследования наиболее общих свойств (однородности, изотропности и расширения) той части Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений.… …   Большой Энциклопедический словарь

  • КОСМОЛОГИЯ — КОСМОЛОГИЯ, отрасль науки, которая объединяет методы астрономии, математики и физики для того, чтобы понять строение и эволюцию Вселенной. В прошлом космологию считали делом теологов и философов; в настоящее время это всеобъемлющая наука,… …   Научно-технический энциклопедический словарь

    • dic.academic.ru

    КОСМОЛОГИЯ - это... Что такое КОСМОЛОГИЯ?

    Космология (от греч. kosmos - мир, Вселенная и logos - слово, учение) - раздел астрономии, изучающий Вселенную как целое и включающий в себя учение о строении и эволюции всей охваченной астр. наблюдениями части Вселенной. Эмпирич. основой космологич. теорий являются данные астр. наблюдений и данные эксперим. физики. Теоретич. базис К. составляют основные физ. теории, описывающие законы движения материи. К. использует также достижения математики и др. наук. Космологич. выводы и обобщения имеют большое мировоззренческое значение.

    1. Введение

    Представления о строении всего окружающего мира были важным элементом человеческой культуры на протяжении всей её истории. Эти представления отражали уровень знаний и опыт изучения природы в соответствующие эпохи развития человеческого общества. По мере того как расширялись пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологич. представления. Первой космологич. моделью, имеющей матем. обоснование, можно считать геоцентрич. систему мира К. Птолемея (К. Ptolemaios, 2 в. н. э.). Она господствовала в науке ок. 1,5 тыс. лет. Затем её сменила гелиоцентрич. система мира Н. Коперника (М. Kopernik, 16 в. н. э.). В дальнейшем необычайное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звёздной Вселенной. Наконец, в нач. 20 в. возникло представление о Вселенной как о мире галактик (Метагалактике). Из рассмотрения этой историч. цепочки смен космологич. представлений с непреложностью следует, что каждая "система мира" по существу была моделью наибольшей системы небесных тел, достаточно хорошо изученной к тому времени. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля - Луна, система Н. Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звёздного мира У. Гершеля (W. Herschel) и др. отражали нек-рые черты строения Галактики. Но каждая из этих моделей претендовала в своё время на описание строения "всей Вселенной". Эта же тенденция на новом уровне прослеживается и в развитии К. в 20 в.

    Ещё в 19 в. выяснилось, что попытки применения теории тяготения Ньютона и классич. физики к бесконечному распределению материи в пространстве ведёт к ряду серьёзных трудностей (см. Гравитационный парадокс, Фотометрический парадокс, "Тепловая смерть " Вселенной). Совр. К. возникла в нач. 20 в. после создания А. Эйнштейном (A. Einstein) релятивистской теории тяготения (общей теории относительности - ОТО). Первая модель Вселенной, основанная на новой теории тяготения, т. н. релятивистская космологич. модель, была построена А. Эйнштейном в 1917. Однако она описывала статич. Вселенную и, как показали астрофизич. наблюдения, оказалась неверной.

    В 1922-24 А. А. Фридманом были получены общие решения ур-ний ОТО для вещества, в среднем равномерно заполняющего всё пространство, в к-ром к тому же все направления равноправны. Эти решения в общем случае нестационарны, они описывают расширение или сжатие всего вещества, всей Вселенной. В 1929 Э. Хаббл (Е. Hubble) в итоге многолетних астрофизич. наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Фридмановские модели являются основой всего последующего развития К. Эти модели описывали механич. картину движения тяготеющих масс во Вселенной и её глобальную структуру. Если прежние космологич. построения призваны были описывать гл. обр. наблюдаемую структуру Вселенной, кажущуюся стационарной, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с её предыдущей историей. С кон. 40-х гг. 20 в. всё большее внимание К. обращает на физику процессов, протекавших на разных этапах космологич. расширения. В 1946-48 появилась теория горячей Вселенной Г. Гамова (G. Gamow), согласно к-рой в начале расширения вещество характеризовалось огромной темп-рой. В это же время были разработаны принципиально новые астр. методы наблюдений. Возникла радиоастрономия, а затем, после начала космич. эры, развились рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, ИК-астрономия. Новые возможности появились и у оптической астрономии.

    В 1965 А. Пензиас (A. Penzias) и Р. Вильсон (R. Wilson) открыли микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение) - проэволюционировавшее (охладившееся) эл.-магн. излучение, к-рое имело в начале расширения Вселенной очень высокую темп-ру. Это открытие доказало справедливость теории Гамова.

    Совр. этап в развитии К. характеризуется интенсивным исследованием проблемы начала космологич. расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеями здесь являются новые теоретич. открытия в физике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях (см. Великое объединение). Др. важная проблема К.- объяснение возникновения крупномасштабной структуры Вселенной - скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося вещества.

    Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизич. наблюдений в развитии совр. К. Её выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями, и в этом смысле К. имеет такой же астрофизич. статус, как, напр., теория строения и эволюции звёзд.

    2. Теория однородной изотропной Вселенной

    Астрофизич. наблюдения показывают, что в масштабах, превышающих сотни Мпк (самые крупные скопления галактик имеют размеры 10-20 Мпк), распределение материи можно считать однородным, а все направления во Вселенной равноправными. В фридма-новских космологич. моделях, основывающихся на этих фактах, материя рассматривается как непрерывная среда, равномерно заполняющая пространство и в каждый момент времени имеющая определ. значения плотности и давления Р. Для анализа движения этой среды обычно используют сопутствующую систему отсчёта, аналогичную лагранжевым координатам в классич. гидродинамике. В этой системе вещество неподвижно, деформацию вещества отражает деформация системы отсчёта, так что задача сводится к описанию деформации системы отсчёта.

    Трёхмерное пространство сопутствующей системы отсчёта наз. сопутствующим пространством. В случае однородного изотропного пространства квадрат элемента длины dl может быть записан в виде

    а квадрат четырёхмерного интервала ds - в виде

    Здесь t - время, х, у, z - безразмерные пространственные координаты, R - радиус кривизны пространства (он не зависит от пространственных координат), с - скорость света, коэф. k может принимать значения О, 1. При k=0 пространство евклидово, при k= +1 пространство имеет положительную кривизну, при k=-1 - отрицательную. [В случае k=0, R - произвольный масштабный множитель (масштабный фактор).]Изменение R с течением времени описывает расширение или сжатие сопутствующей системы отсчёта, а значит, и вещества.

    Для решения задачи о деформации системы отсчёта остаётся найти единств. неизвестную ф-цию R (t). Ур-ния ОТО в рассматриваемом случае сводятся к след. двум ур-ниям для R (t):

    Здесь точка над R обозначает дифференцирование по t,L- космологическая постоянная, описывающая гравитацию вакуума. Величина R/R определяет скорость относит. изменения линейных масштабов в системе отсчёта, она обозначается R/RH и наз. постоянной Хаббла (поскольку Н зависит от времени, её правильнее называть параметром Хаббла). Ур-ния (3), (4) определяют зависимость R от t и из них следует выражение

    Ур-ние (3) описывает замедление темпа расширения Вселенной под действием тяготения. При этом учитывается, что в ОТО тяготение создаётся также и давлением вещества. Поскольку в однородной Вселенной нет градиентов давления, в ней нет и гидродина-мич. сил, определяемых перепадом давления и могущих влиять на движение вещества. Давление проявляется только в гравитации. Для решения ур-ний (3), (4) надо знать зависимость между р и Р (уравнение состояния вещества). На разных этапах эволюции Вселенной эта зависимость различна.

    В совр. Вселенной космологич. постоянная Л равна, по-видимому, нулю или очень мала, и ею в ур-ниях (3) и (4) можно пренебречь. Для случая L=0 и обычных для вещества ур-ний состояния Р=Р( )ф-ция R (t )имеет вид, показанный на рисунке. График R (t )всегда начинается с нуля (по определению R (t)0). Если k0, то при ф-ция R (t )неограниченно возрастает. Если же k>0, то возрастание R(t )в определ. момент сменяется уменьшением и, в конце концов, R (t )вновь обращается в нуль. Знак k определяется знаком разности [см. ур-ние (4) при L = 0]. Величина наз. критической плотностью Вселенной. Если , то k<0 и R (t )неограниченно нарастает, что означает неогранич. расширение системы отсчёта и вещества. В этом случае силы тяготения слишком слабы, чтобы затормозить и остановить расширение Вселенной. При этом плотность р меняется от при t=0 до при Если , то k>0, силы тяготения достаточно велики и расширение Вселенной через нек-рое время должно смениться сжатием. Плотность сначала падает от бесконечно большого (при t=0) до нек-рого мин. значения; затем снова возрастает до бесконечности. Состояния с , R=0 получили назв. сингулярностей. Случай k=0является промежуточным, при этом значении k расширение происходит неограниченно (рис.). Знак разности неизменен в ходе эволюции модели, хотя меняются со временем. (О моделях с L0 см. в ст. Космологические модели. )Пространства космологич. моделей в зависимости от значения k имеют разл. геом. свойства.

    Зависимость R = R (t) для однородной изотропной Вселенной с L=0. При расширение Вселенной сменяется сжатием, при Вселенная неограниченно расширяется; t0 - современная Вселенная.

    При k=0 пространство евклидово, его объём бесконечен в любой момент времени. При k<0 пространство обладает постоянной отрицат. кривизной, геометрия его неевклидова и оно также имеет бесконечный объём. Модели, в к-рых пространства бесконечны, наз. открытыми. Если же k>0, то в такой модели пространство имеет постоянную положит. кривизну, оно не ограничено, но имеет конечный объём V= . Такие модели наз. закрытыми или замкнутыми.

    Здесь рассмотрены только пространства с простейшими топологич. свойствами. В принципе топология может быть более сложной, она не определяется полностью ур-ниями ОТО и должна задаваться дополнительно.

    Ур-ния для R (t) - дифференц. ур-ния второго порядка, поэтому, чтобы найти ф-цию R (t )и определить т. о. космологич. модель, необходимо при нек-ром t знать (задать) значения двух констант (в случае L=0). Напр., для сегодняшнего момента t=t0 задать значение плотности и постоянней Хаббда H(t0)H0. Обычно вместо используют безразмерную величину . Для определения модели, соответствующей реальной Вселенной, эти величины (параметры модели) надо найти из наблюдений.

    3. Наблюдательная космология

    Определение значений Н0. и является одной из осн. задач наблюдательной К. начиная с её зарождения в кон. 20-х гг. 20 в. В однородной нестационарной (расширяющейся) Вселенной все объекты, слабо связанные силами тяготения (галактики и особенно скопления галактик), должны удаляться друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. В 1929 Э. Хаббл установил, что далёкие галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями , пропорциональными расстоянию l:

    Сложность определения H0 из астр. наблюдений связана гл. обр. с трудностями измерения больших расстояний. Скорость удаления галактик измерить гораздо легче по Доплера эффекту - смещению линий в их спектрах в красную сторону (см. Красное смещение). Относит. изменение длины волны линий в спектре обозначают z:

    Здесь - лаб. длина волны линии спектра, - длина волны смещённой линии. Наибольшее измеренное значение z у квазаров составляет 4,75 (на 1989). При небольших значениях z (z0,5) для определения космологич. расстояний l пользуются простой ф-лой l= =cz/H0 (Мпк) (см. Хаббла закон). Значение Н0. известно с неопределённостью в два раза: Н0=(50-100) км/(с-Мпк). Соответствующее значение критич. плотности = (5-20) *10-30 г/см 3. Величина 1/Н0. соответствует времени t0 (с точностью до порядка величины), прошедшему с момента сингулярности. Эта величина, наз. возрастом Вселенной, составляет (10-20) 109 лет. Сигнал, идущий со скоростью света с и вышедший в момент сингулярности, успевает за время t пройти конечное расстояние ct (в моделях Фридмана с обычным ур-нием состояния вещества и L=0). Сфера с радиусом ct и центром в точке наблюдения наз. горизонтом частицы. Она ограничивает область, доступную в принципе наблюдению в момент t.

    Ещё большие трудности имеются в определении плотности . Достаточно хорошо известна усреднённая по всему пространству плотность вещества, входящего в галактики: 3*10-31 г/см 3, (1,5-6)*10-2. Газ, пыль и др. вещество между галактиками вносит малый вклад в ср. плотность вещества. Галактики собраны в группы и скопления разных масштабов, образуя ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру с характерным размером практически пустых областей порядка 30-35 Мпк. Характерное расстояние (корреляц. масштаб) между скоплениями галактик составляет 25-50 Мпк, а между крупнейшими сверхскоплениями 100-300 Мпк.

    Астрофизич. наблюдения определённо показывают, что помимо светящегося вещества во Вселенной имеется большое кол-во трудно наблюдаемой несветящейся материи. Её наз. скрытой массой. Проявляется она только своим тяготением. Скрытая масса, сосредоточенная в скоплениях галактик, оказывается часто в десятки раз больше массы светящегося вещества звёзд этих скоплений. Оценки усреднённой плотности скрытой массы дают значение 0,2-0,7. Возможно, есть скрытая масса и между скоплениями галактик. Тогда не исключено, что полная плотность скрытой массы Вселенной близка к единице. Т. о., пока нельзя сказать с уверенностью, является ли наша Вселенная открытой (<1) или замкнутой (>1). Физ. природа скрытой массы неясна. Частично эта масса может быть обусловлена слабосветящимися звёздами или др. трудно наблюдаемыми небесными телами. Однако вероятнее, что скрытая масса является совокупностью большого числа элементарных частиц, обладающих массой покоя и слабо взаимодействующих с обычным веществом.

    Наблюдательная К., помимо определения H0, и характера распределения материи в пространстве, призвана решать и мн. др. задачи, в первую очередь выявление таких свойств сегодняшней Вселенной, к-рые непосредственно отражают физику процессов, происходивших в начале космологич. расширения.

    Важнейшее значение имеет открытие и исследование реликтового излучения (РИ), оставшегося от первонач. этапа расширения Вселенной. РИ имеет одинаковую интенсивность от всех участков неба и равновесный планковский спектр (в исследованном интервале длин волн 0,1-21 см), соответствующий темп-ре Т3 К. Интенсивность РИ в разных направлениях практически одинакова (флуктуации темп-ры РИ Т/Т для участков небесной сферы с размерами от неск. угл. минут до десятков градусов не превышают 10-4). Отсутствие заметных флуктуации интенсивности РИ в больших угл. масштабах свидетельствует о высокой степени однородности Вселенной во всём доступном наблюдению объёме. Обнаружена слабая дипольная анизотропия РИ, вызванная доплеровским эффектом из-за движения Солнечной системы по отношению к РИ со скоростью ок. 400 км/с в направлении созвездия Льва.

    Др. важной для К. наблюдательной информацией является космич. распространённость хим. элементов. Наиб. распространён во Вселенной водород 1H, на долю к-рого приходится примерно 75% общей массы вещества, доля гелия 4 Не составляет 25%, примесь др. элементов незначительна.

    Хим. элементы тяжелее гелия образуются, по совр. представлениям, на разных этапах эволюции звёзд. Гелий также образуется в звёздах, однако установлено, что столь большое кол-во гелия заведомо не могло быть произведено в звёздах за всё время существования Галактики. Т. о., водород и гелий должны иметь космологич. происхождение (см. Нуклеосинтез). Они являются результатом ядерных реакций, происходивших в начале расширения Вселенной. Важное значение для К. имеет распространённость дейтерия 2 Н, несмотря на малую долю в веществе Вселенной (3*10-5 по массе). Дело в том, что дейтерий не может в заметных кол-вах синтезироваться в звёздах (он быстро выгорает) и, следовательно, имеет космологич. происхождение.

    4. Физика процессов в расширяющейся Вселенной

    Наличие РИ прямо свидетельствует о том, что в далёком прошлом, в начале расширения Вселенной, темп-pa была весьма велика. Действительно, в ходе адиабатич. расширения темп-pa РИ уменьшается по закону ТR-1. Поэтому при . Физику процессов в этих условиях описывает горячей Вселенной теория. Согласно этой теории, при Т 1013 К в термодинамич. равновесии с фотонами находились барионы, мезоны, мюоны, электроны, нейтрино и античастицы всех этих частиц. С понижением темп-ры в ходе расширения Вселенной аннигилировали тяжёлые частицы и античастицы, передавая свою энергию более лёгким частицам (см. Аннигиляция). По прошествии неск. десятков секунд во Вселенной остались фотоны, примерно такое же кол-во нейтрино всех сортов и, возможно, какие-то другие слабо взаимодействующие с веществом частицы, существование к-рых предполагает теория. Помимо этого во Вселенной имелась небольшая примесь барионов (протонов и нейтронов), для к-рых, как предполагают, не нашлось партнёров-античастиц, чтобы проаннигилировать. Это объясняется тем, что в очень горячей Вселенной имелся небольшой избыток барионов над антибарионами. Число барионов в единице объёма составляет 10-9 от числа фотонов. Присутствуют также электроны в кол-ве, равном числу протонов (они обеспечивают электронейтральность вещества). Для нейтрино Вселенная в это время уже прозрачна. Имевшиеся на этот момент нейтрино остаются во Вселенной навечно. Эти, т. н. реликтовые, нейтрино, подобно реликтовым фотонам, из-за космологич. расширения постепенно теряют энергию ("нейтринное море" охлаждается).

    Важные физ. процессы происходят при расширении Вселенной с барионами. При временах t=1 с с момента сингулярности протоны и нейтроны быстро превращаются друг в друга из-за взаимодействия с электронами, позитронами, электронными нейтрино и антинейтрино. При t порядка неск. секунд эти реакции прекращаются из-за понижения темп-ры. В это время доля нейтронов составляет ок. 0,15 от всего вещества. Наконец, по прошествии неск. минут становится возможным образование сложных атомных ядер. Нейтроны, объединяясь с протонами, образуют гл. обр. ядра 4 Не. В результате гелий составляет ок. 25% по массе, ок. 75% по массе - протоны (Н), примесь др. хим. элементов в синтезированном веществе незначительна.

    Позже из этого вещества формируются галактики, звёзды. Данные наблюдений подтверждают, что вещество, из к-рого образовались объекты первого поколения, действительно имеет хим. состав, предсказываемый теорией. Для сравнения с наблюдениями важное значение имеют данные о распространённости дейтерия, имеющего космологич. происхождение. Из теории следует, что синтез дейтерия крайне чувствителен к плотности барионов в тот период, когда во Вселенной происходят ядерные реакции, а следовательно, и к сегодняшнему значению плотности барионов во Вселенной. Наблюдаемое кол-во дейтерия согласуется с теорией только в том случае, если сегодняшняя ср. плотность барионов 0,03. Поэтому, если ср. плотность всех масс во Вселенной близка к критической (), то барионы не могут составлять осн. долю скрытой массы.

    После прекращения ядерных реакций плазма Вселенной расширялась и остывала. В этой плазме имелись небольшие неоднородности плотности (стоячие звуковые волны). Эти небольшие сгустки плазмы не могли расти, т. к. было велико давление реликтовых фотонов на плазму (для РИ плазма непрозрачна). Это давление препятствовало силам гравитации уплотнять и наращивать первичные сгущения. Более того, в достаточно малых масштабах неоднородности плотности (звуковые волны) затухали из-за лучистой вязкости и теплопроводности. Спустя примерно 300 000 лет после начала расширения темп-pa плазмы снизилась до 4000 К, произошла рекомбинация электронов и атомных ядер, и плазма превратилась в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для РИ, и оно стало свободно выходить из газовых сгустков. Силам тяготения, сжимающим сгустки, стало противостоять только относительно слабое давление нейтрального газа. Тяготение на этом этапе развития Вселенной стало превосходить силы газового давления и сжимать сгустки вещества, масса к-рых превосходила 105 (= =1,99*1033 г - масса Солнца). Сгущения таких и больших масштабов росли и образовали гравитационно связанные массивные плоские тела ("блины" массой 1013-1014), из к-рых сформировалась затем крупномасштабная структура Вселенной.

    Для проверки теории возникновения крупномасштабной структуры (сверхскоплений и скоплений галактик) важны наблюдения степени изотропии РИ. До эпохи рекомбинации космич. плазмы флуктуации плотности плазмы сопровождались флуктуациями РИ (плазма была непрозрачна для РИ). После рекомбинации излучение стало свободно распространяться в пространстве, и поэтому РИ должно нести информацию о неоднородностях, бывших в момент рекомбинации. Т. о., наблюдения интенсивности РИ в разных направлениях позволяют оценить степень неоднородности плазмы в момент рекомбинации. Оказывается, что в масштабах масс, соответствующих скоплениям галактик, амплитуда относит. возмущений интенсивности РИ, а следовательно, и плотности вещества была заведомо меньше 10-3. Если вещество Вселенной состоит только из барионов и 0,03, то с момента рекомбинации и до наших дней возмущения плотности могли вырасти из-за гравитац. неустойчивости примерно в 10 раз. Из-за своей малой величины они не могли привести к формированию скоплений галактик. С др. стороны, если (т. е. скрытая масса состоит из барионов), то возмущения успевают вырасти к нашему времени примерно в тысячу раз. Этого достаточно для формирования "блинов" (протоскоплений галактик), но значение противоречит реальной распространённости дейтерия во Вселенной. Остаётся предположить, что скрытая масса состоит в основном из слабовзаимодействующих частиц и что флуктуации плотности их распределения сыграли существенную роль в формировании структуры Вселенной. Сгущения таких частиц своим тяготением могли содействовать образованию барионных сгущений (первоначально малых, на что указывает изотропия РИ).

    Помимо гипотезы о возникновении крупномасштабной структуры из первоначально малых адиабатич. флуктуации плотности, в К. рассматриваются и др. гипотезы образования наблюдаемой структуры Вселенной (энтропийная, вихревая), однако ни одна из них не может пока считаться полностью удовлетворительной.

    5. Проблема начала космологического расширения

    Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при T>1013 К вещество состояло в основном из кварков. При Т1015 К вещество содержало большое кол-во промежуточных бозонов - частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё больших темп-pax ( Т 1028 К) происходили процессы, к-рые, вероятно, обусловили само существование вещества в сегодняшней Вселенной. При T>1028 К во Вселенной имелось большое число очень массивных т. н. Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие (см. Великое объединение, Суперсимметрия). С участием этих частиц кварки могут превращаться в лептоны и обратно. В это время кол-во частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда темп-pa расширяющейся Вселенной стала ниже 1028 К, Х- и Y-бозоны и их античастицы начали распадаться, причём их распад происходил по-разному. В результате распада образовалось несколько больше частиц, чем античастиц. Это привело в конце концов к тому, что во Вселенной при Т1013 К возник небольшой избыток (10-9) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в море лёгких частиц (при Т<1012 К), и из этого вещества сформировались позднее все небесные тела.

    При темп-ре T>1028 К Вселенная находилась, вероятно, в состоянии чрезвычайно быстрого расширения (инфляции; см. Раздувающаяся Вселенная). Этот процесс, возможно, был обусловлен особым состоянием имевшегося во Вселенной скалярного поля (или полей), для к-рого ур-ние состояния имеет вид

    (8)

    Такое состояние скалярного поля получило назв. "ложного вакуума" или "вакуумоподобного состояния ". Согласно ур-ниям тяготения, оно даёт эффект того же характера, что и положит. космологическая постоянная (L>0). Подстановка (8) в (5) показывает, что при этом не меняется со временем. Из ур-ния (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих <0, при отрицат. давлении Р имеются силы гравитац. отталкивания и R>0. В результате Вселенная расширяется по экспоненциальному закону R(t)exp(t/t*) (где t*10-34 с - постоянная) и за короткое время масштабный фактор возрастает в огромное число раз. В конце периода инфляции плотность энергии скалярного поля переходит в плотность массы обычной материи ультрарелятивистских частиц и античастиц, и далее расширение протекает с замедлением в согласии с обычной (иногда говорят "стандартной ") теорией Фридмана. Стадия инфляции, вероятно, объясняет такие фундам. свойства сегодняшней Вселенной, как однородность в больших масштабах, близость ср.. плотности материи к критич. значению =1 и др. При переходе плотности скалярного поля в плотность обычной материи должны возникнуть первичные малые неоднородности плотности, эволюция к-рых в конце концов приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной.

    Теория рассматривает и др. возможные причины инфляции (помимо особого состояния скалярного поля) в самом начале расширения Вселенной.

    Границу применимости самых общих концепций совр. физики в К. представляет плотность 1093 г/см 3 (т. н. планковская плотность), при к-рой должны проявляться ещё не изученные квантовые свойства пространства-времени и тяготения. Существуют гипотезы о рождении Вселенной с планковской плотностью из вакуума.

    Модель раздувающейся (инфляционной) Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной, вызванная экспоненциальным расширением, сглаживающим все неоднородности, простира. магнитные монополи и др., а за границей - др. области Вселенной (иногда их наз. "другими вселенными ") с иными свойствами, чем та область, к-рая доступна наблюдениям.

    Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М.. 1975; Вейнберг С., Гравитация и космология, пер. с англ., М., 1975; Пиблс ф. Д ж. Э., Структура Вселенной в больших масштабах, пер. с англ., М., 1983; Линде А. Д., Раздувающаяся Вселенная "УФН ", 1984, т. 144, с. 177. И. Д. Новиков.

    Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.

    dic.academic.ru

    Космология

    Космология - Безбрежный космос

    Начиная с самых ранних этапов своей истории человек стремился понять, как устроен окружающий мир, что такое звезды, планеты, солнце, как они возникли. Многовековые попытки дать ответы на эти вопросы привели к возникновению космологии.

    Космология — раздел естествознания, предметной областью которого является изучение свойств и эволюции Вселенной в целом.

    Сам термин «космология» образован от двух греческих слов: kosmos — Вселенная и logos — закон, учение.

    Космология использует достижения и методы астрономии, физики, математики, философии. Естественно-научной базой космологии являются астрономические наблюдения Галактики и других звездных систем, общая теория относительности, физика микропроцессов и высоких плотностей энергии, релятивистская термодинамика и ряд других новейших физических теорий.

    Возникновение современной космологии

    Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл три предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну.

    В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва (БВ).

    По современным научным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла ~13,8 млрд лет назад из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается.

    Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 1032 К (Планковская температура) и плотностью около1093 г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная в соответствии с моделью БВ представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

    Принятая в настоящее время периодизация

    • Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это планковское время (10−43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10−11 с после Большого взрыва.
    • Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10−2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
    • Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система.

    Важной вехой в истории развития Вселенной считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

    Итак, XX век считается веком 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.

    Хронология достижений современной космологии

    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 г. 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 г. 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 г.г. 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 градусов Кельвина.

    В 1964 г. А. Пензиас, 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 г.г. в космических экспериментах «Реликт-1» и COBE открыты флуктуации реликтового излучения.

    В 1998 г. 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.

    Интернет-энциклопедия «Википедия»Теории строения Вселенной

    ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

    1. Эволюция космологических моделей

    myvera.ru