 |
 |
|
 |
|
|
КОСМОЛОГИЯ |
| Большая советская энциклопедия (БЭС) |
(от Космос и ...Логия
учение о Вселенной (См. Вселенная) как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной как части целого; раздел астрономии. Выводы К. (модели Вселенной) основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии, а также на философских принципах (в конечном счёте — на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом К. является положение, согласно которому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы (распространены) на значительно большие области, в конечном счёте — на всю Вселенную. Без этого постулата К. как наука невозможна.
Космологические теории разных эпох (а часто и относящиеся к одной и той же эпохе) существенно различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы принимаются в качестве достаточно универсальных и кладутся в основу К. Степень универсальности принципов и законов не может быть проверена непосредственным путём, но построенные на их основе модели должны допускать проверку; для наблюдаемой области Вселенной («астрономической Вселенной») выводы из глобальной модели должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае не противоречить им), а также предсказывать новые явления, которые ранее не наблюдались. Из необозримого множества моделей, которые можно построить, лишь очень немногие могут удовлетворить этому критерию. В 70-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятивистской К.) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.
Историческая справка. В наивной форме космологические представления зародились в глубочайшей древности в результате попыток человека осознать своё место в мироздании. Эти представления являются характерной составной частью различных мифов и верований. Более строгим логическим требованиям удовлетворяли космологические представления античных философов школ Демокрита, Пифагора, Аристотеля (См. Аристотель) (5—4 вв. до н. э.). Влияние Аристотеля на К. сохранялось на протяжении почти двух тысячелетий. Первая математическая модель Вселенной, основанная на всей совокупности данных астрономических наблюдений, представлена в «Альмагесте» (2 в. н. э.); эта геоцентрическая система мира (См. Системы мира) объясняла все известные в ту эпоху астрономические явления и господствовала около полутора тыс. лет. За это время не было сделано практически никаких астрономических открытий, но стиль мышления существенно изменился. Предложенная Н. Коперником (16 в.) гелиоцентрическая система мира, несмотря на противодействие христианского догматизма, получала всё более широкое признание, особенно после того как Г. Галилей, применив для астрономических наблюдений телескоп, впервые (1-я половина 17 в.) обнаружил факты, которые трудно было совместить с геоцентрической системой. Ещё до этого Дж. Бруно, в соответствии с учением Коперника, сделал философский вывод о бесконечности Вселенной и отсутствии в ней какого-либо центра; этот вывод оказал большое влияние на всё последующее развитие К. Основанная на учении Коперника революция в К. явилась исходным пунктом революции в астрономии и естествознании в целом. Закон всемирного тяготения (И. Ньютон, 1685), в самом названии которого подчёркнута его космологическая универсальность, дал возможность рассматривать Вселенную как систему масс, взаимодействия и движения которых управляются этим единым законом. Однако при применении ньютоновой физики к бесконечной системе масс обнаружились т. н. Космологические парадоксы.
Возникновение современной К. связано с созданием релятивистской теория тяготения (См. Тяготение) (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактической астрономии (См. Внегалактическая астрономия) (20-е гг.). На первом этапе развития релятивистской К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (Кривизна пространства-времени и возможная замкнутость пространства). Начало второго этапа можно было бы датировать работами А. А. Фридмана (1922—24), в которых было показано, что искривленное пространство не может быть стационарным, что оно должно расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия закона красного смещения (См. Красное смещение) (Э. Хаббл, 1929). На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (Г. Гамов, 2-я половина 40-х гг.). Основное внимание теперь переносится на физику Вселенной — состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было очень необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает Релятивистская астрофизика, которая заполняет существовавшую брешь между К. и астрофизикой.
Геометрия и механика Вселенной. В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат два постулата: 1) наилучшим известным описанием гравитационного поля являются уравнения Эйнштейна; из этого следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии). 2) Во Вселенной нет каких-либо выделенных точек (однородность) и выделенных направлений (изотропия), т. е. все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто называют космологическим постулатом, его можно назвать также обобщённым принципом Дж. Бруно. Если дополнительно предположить, что Космологическая постоянная равна нулю, а плотность массы создаётся главным образом веществом (фотонами и нейтрино можно пренебречь), то космологические уравнения приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна пространства отрицательна или, в пределе, равна нулю, пространство бесконечно (открытая модель); в такой модели все расстояния со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пространства положительна, пространство конечно (но столь же безгранично, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции кривизна уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая — замкнутой. Начальные стадии эволюции обеих моделей совершенно одинаковы: должно было существовать особое начальное состояние с бесконечной плотностью массы и бесконечной кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение.
Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала расширения принят за начало отсчёта времени (t = 0). По оси ординат отложен некоторый масштабный фактор R, в качестве которого может быть принято, например, расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R = R (t) изображается на рисунке сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорциональна 1/R2). Заметим ещё, что относительная скорость изменения расстояний 0119850631.tif есть не что иное, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. В начальный момент (t > 0) фактор R > 0, а параметр Хаббла Н > . Из космологических уравнений следует, что при заданном Н равная нулю кривизна может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы kp = 3c2H2/G, где с — скорость света, G — гравитационная постоянная. Если > kp пространство замкнуто, при kp пространство является открытым.
Физика Вселенной. Указанные выше постулаты достаточны для суждений об общем характере эволюции и приводят, в частности, к выводу о чрезвычайно высокой начальной (при малых значениях t) плотности. Однако плотность не даёт исчерпывающей характеристики физического состояния: нужно знать ещё, например, температуру. Задание тем или иным путём характеристик начального состояния представляет третий постулат (гипотезу) релятивистской К., независимый от первых двух. Начиная с 60—70-х гг. обычно принимается постулат «горячей» Вселенной (предполагается высокая начальная температура). Приняв этот постулат, можно сделать несколько очень важных выводов. Во-первых, при очень малых значениях t не могли существовать не только молекулы или атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь некоторая смесь разных элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино). На основе физики элементарных частиц можно рассчитать состав такой смеси на разных этапах эволюции. Во-вторых, зная закон расширения, можно указать, когда существовали те или иные условия: плотность вещества изменяется обратно пропорционально R3 или t2, плотность излучения ещё быстрее — обратно пропорционально R4 и т. д. Поскольку расширение вначале к тому же идёт с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и температура могли существовать только очень короткое время. Действительно, если при t = 0 плотность = , то уже при t 0,01 сек плотность упадёт до ~ 1011 г/см3. Во Вселенной в это время существуют фотоны, электроны, позитроны, нейтрино и антинейтрино; нуклонов ещё очень мало. В результате последующих превращений получается смесь лёгких ядер (по-видимому, две трети водорода и одна треть гелия); все остальные химические элементы формируются из них, причём намного позднее, в результате ядерных реакций в недрах звёзд. Оставшиеся фотоны и нейтрино на очень ранней стадии расширения перестают взаимодействовать с веществом и должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения (См. Реликтовое излучение), свойства которого можно предсказать на основе теории «горячей» Вселенной. В-третьих, хотя расширение вначале идёт очень быстро, процессы превращений элементарных частиц протекают несравненно быстрее, в результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамического равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопическими параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную (т. е. за первые 10-4 сек расширения), не мешает делать более или менее достоверные суждения о более поздних состояниях, например начиная с t = 10-2 сек, когда состояние вещества является «обычным», известным современной микрофизике.
Наблюдательная проверка. Выводы релятивистской К. имеют радикальный, революционный характер, и вопрос о степени их достоверности представляет большой общенаучный и мировоззренческий интерес. Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высокой удельной энтропии («горячая» Вселенная) и об искривлённости пространства. Несколько более частный характер имеют проблемы знака кривизны, а также степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности надёжно подтвержден: космологическое красное смещение, наблюдаемое вплоть до z 2 и больше, свидетельствует о том, что область Вселенной с линейными размерами порядка несколько млрд. пс расширяется, и это расширение длится по меньшей мере несколько млрд. лет (объекты, находящиеся на расстоянии 1 млрд. пс, мы видим такими, какими они были около 3 млрд. лет тому назад). Столь же основательное подтверждение нашла и концепция «горячей» Вселенной: в 1965 было открыто реликтовое радиоизлучение, причём его свойства оказались весьма близкими к предсказанным. Последующее детальное изучение позволило установить, что реликтовое излучение к тому же в высокой мере, с точностью до долей процента, изотропно. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более чем 0,99 своей истории изотропна. Это, естественно, повышает доверие к однородным изотропным моделям, которые до этого рассматривались как весьма грубое приближение к действительности.
Наличие же кривизны пространства пока нельзя считать доказанным, хотя оно весьма вероятно, если учитывать подтверждение др. выводов релятивистской К. Кривизна непосредственно никак не может быть измерена. Косвенно она могла бы быть определена, если бы была известна средняя плотность массы или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономические наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности светящегося вещества около 10-31 г/см3. Определить плотность тёмного вещества, а тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее, и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного вещества). Если принять современное значение постоянной Хаббла Н = 1,710-18 сек-1 то kp = 610-30 г/см3. Таким образом, на основе имеющихся наблюдательных данных (10-31 < < 10-29) нельзя сделать никакого выбора между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далёком будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределённость никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину и без того достаточно неопределённую. Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее с момента изначального взрыва, составляло бы T0 = 0145464669.tif = 61017 сек = 18 млрд. лет. Но расширение, как видно из приведённых выше графиков, идёт с замедлением, поэтому время T, истекшее с момента начала расширения, меньше T0. Так, при = kp имеем: Т = 2/3Т0 = 12 млрд. лет. Для > kp, т. е. для замкнутых моделей, Т ещё меньше. С др. стороны, если космологическая постоянная не равна строго нулю, то существуют и др. возможности, например длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки миллиардов лет.
Нерешенные проблемы. Релятивистская К. объясняет наблюдаемое современное состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, которые ещё не решены. Так, для изучения состояния вещества с плотностями, намного порядков выше ядерной плотности, нужна совершенно новая физическая теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квантовой теории), Для исследований же состояния вещества при бесконечной плотности (и бесконечной кривизне пространства — времени) пока нет даже надлежащих математических средств. Кроме всего прочего, в такой ситуации должна нарушаться непрерывность времени и вопрос о том, что было «до» t = 0 применительно к обычному (метрическому) понятию времени, лишён смысла; необходимо то или иное обобщённое понятие времени. В решении этой группы проблем делаются лишь первые шаги.
По мере развития теории, а также средств и методов наблюдений будет уточняться само понятие космологической Вселенной. В рамках современной К. довольно естественно считать Метагалактику (См. Метагалактика) единственной. Но вопросы топологии пространства — времени разработаны ещё недостаточно для того, чтобы составить представление о всех возможностях, которые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.
Не исключено, что столь же трудно будет объяснить зарядовую асимметрию во Вселенной: в нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы, а вероятно, и в пределах всей Галактики) имеет место подавляющее количественное преобладание вещества над Антивеществом. Между тем, согласно современным теоретическим представлениям, вещество и антивещество совершенно равноправны. К. пока не даёт достаточно убедительного объяснения такого противоречия.
Пока нет также убедительной теории возникновения звёзд и галактик (пограничная проблема К. и космогонии (См. Космогония)). Эта проблема по меньшей мере столь же трудна, как и др. фундаментальные проблемы возникновения в современной науке (возникновения планет, возникновения жизни). Существует и ряд др. нерешённых проблем К.
Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967; Наблюдательные основы космологии. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., Космология, в кн.: Физический энциклопедический словарь, т. 2, М., 1962; Бесконечность и Вселенная, Сб., М., 1969; Peebles, P. J. E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.
Г. И. Наан.
0240697648.tif
Рис. 1 к ст. Космологические парадоксы.
0233321645.tif
Рис. 2 к ст. Космологические парадоксы.
|
| Мультимедийная энциклопедия |
| раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную
структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают
из астрономических наблюдений. Для их интерпретации в настоящее время
используется общая теория относительности А. Эйнштейна (1915). Создание
этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале
1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого
она скорее была областью философии. Сейчас сложились две космологические
школы: эмпирики ограничиваются интерпретацией наблюдательных данных, не
экстраполируя свои модели в неизученные области; теоретики пытаются
объяснить наблюдаемую Вселенную, используя некоторые гипотезы, отобранные
по принципу простоты и элегантности. Широкой известностью пользуется
сейчас космологическая модель Большого взрыва, согласно которой расширение
Вселенной началось некоторое время тому назад из очень плотного и горячего
состояния; обсуждается и стационарная модель Вселенной, в которой она
существует вечно и не имеет ни начала, ни конца.
КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ
Под космологическими данными понимают результаты экспериментов и
наблюдений, имеющие отношение к Вселенной в целом в широком диапазоне
пространства и времени. Любая мыслимая космологическая модель должна
удовлетворять этим данным. Можно выделить 6 основных наблюдательных
фактов, которые должна объяснить космология:
1. В больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, т.е. галактики и
их скопления распределены в пространстве равномерно (однородно), а их
движение хаотично и не имеет явно выделенного направления (изотропно).
Принцип Коперника, "сдвинувшего Землю из центра мира", был обобщен
астрономами на Солнечную систему и нашу Галактику, которые также оказались
вполне рядовыми. Поэтому, исключая мелкие неоднородности в распределении
галактик и их скоплений, астрономы считают Вселенную такой же однородной
везде, как и вблизи нас.
2. Вселенная расширяется. Галактики удаляются друг от друга. Это обнаружил
американский астроном Э. Хаббл в 1929. Закон Хаббла гласит: чем дальше
галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Но это не означает, что мы
находимся в центре Вселенной: в любой другой галактике наблюдатели видят
то же самое. С помощью новых телескопов астрономы углубились во Вселенную
значительно дальше, чем Хаббл, но его закон остался верен.
3. Пространство вокруг Земли заполнено фоновым микроволновым
радиоизлучением. Открытое в 1965, оно стало, наряду с галактиками, главным
объектом космологии. Его важным свойством является высокая изотропность
(независимость от направления), указывающая на его связь с далекими
областями Вселенной и подтверждающая их высокую однородность. Если бы это
было излучение нашей Галактики, то оно отражало бы ее структуру. Но
эксперименты на баллонах и спутниках доказали, что это излучение в высшей
степени однородно и имеет спектр излучения абсолютно черного тела с
температурой около 3 К. Очевидно, это реликтовое излучение молодой и
горячей Вселенной, сильно остывшее в результате ее расширения.
4. Возраст Земли, метеоритов и самых старых звезд немногим меньше возраста
Вселенной, вычисленного по скорости ее расширения. В соответствии с
законом Хаббла Вселенная всюду расширяется с одинаковой скоростью, которую
называют постоянной Хаббла Н. По ней можно оценить возраст Вселенной как
1/Н. Современные измерения Н приводят к возрасту Вселенной ок. 20 млрд.
лет. Исследования продуктов радиоактивного распада в метеоритах дают
возраст ок. 10 млрд. лет, а самые старые звезды имеют возраст ок. 15 млрд.
лет. До 1950 расстояния до галактик недооценивались, что приводило к
завышенному значению Н и малому возрасту Вселенной, меньшему возраста
Земли. Чтобы разрешить это противоречие, Г.Бонди, Т.Голд и Ф.Хойл в 1948
предложили стационарную космологическую модель, в которой возраст
Вселенной бесконечен, а по мере ее расширения рождается новое вещество.
5. Во всей наблюдаемой Вселенной, от близких звезд до самых далеких
галактик, на каждые 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия. Кажется
невероятным, чтобы всюду местные условия были столь одинаковы. Сильная
сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она предсказывает везде
одинаковое соотношение между гелием и водородом.
6. В областях Вселенной, удаленных от нас в пространстве и во времени,
больше активных галактик и квазаров, чем рядом с нами. Это указывает на
эволюцию Вселенной и противоречит теории стационарной Вселенной.
КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ
Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию
гравитации. Таких теорий много, но лишь некоторые из них удовлетворяют
наблюдаемым явлениям. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в
пределах Солнечной системы. Лучше всех согласуется с наблюдениями общая
теория относительности Эйнштейна, на основе которой русский метеоролог
А.Фридман в 1922 и бельгийский аббат и математик Ж.Леметр в 1927
математически описали расширение Вселенной. Из космологического принципа,
постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они
получили модель Большого взрыва. Их вывод подтвердился, когда Хаббл
обнаружил связь между расстоянием и скоростью разбегания галактик. Второе
важное предсказание этой модели, сделанное Г. Гамовым, касалось
реликтового излучения, наблюдаемого сейчас как остаток эпохи Большого
взрыва. Другие космологические модели не могут так же естественно
объяснить это изотропное фоновое излучение.
Горячий Большой взрыв. Согласно космологической модели Фридмана -
Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва - ок. 20 млрд. лет
назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В
первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечные плотность и
температуру; такое состояние называют сингулярностью.
Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной
силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность
материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности
искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну
пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент
материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере
увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в
ней падает. С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было
сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для
описания физических процессов в очень ранней Вселенной.
Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется
существенно изменить физику, например, предположив возможность
самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной
Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких
оснований.
Чем более ранние события мы рассматриваем, тем меньше был их
пространственный масштаб; по мере приближения к началу расширения горизонт
наблюдателя сжимается (рис. 1). В самые первые мгновения масштаб так мал,
что мы уже не в праве применять общую теорию относительности: для описания
явлений в столь малых масштабах требуется квантовая механика (см.
<<КВАНТОВАЯ МЕХАНИКА>>). Но квантовой теории гравитации пока не
существует, поэтому никто не знает, как развивались события до момента 10-
43 с, называемого планковским временем (в честь отца квантовой теории). В
тот момент плотность материи достигала невероятного значения 1090 кг/см3,
которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее
10 г/см3), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 1012 кг/см3) -
наибольшей плотностью, доступной в лаборатории. Поэтому для современной
физики началом расширения Вселенной служит планковское время.
важнейшими типами: стандартной открытой моделью, стандартной замкнутой и
моделью Леметра. По горизонтали отложено время, по вертикали - расстояние
между любыми двумя достаточно удаленными друг от друга (чтобы исключить их
взаимодействие) галактиками. Кружком отмечена наша эпоха. Если бы
Вселенная всегда расширялась с нынешней скоростью, выраженной постоянной
Хаббла Н, то это началось бы около 20 млрд. лет назад и происходило так,
как показано диагональным пунктиром. Если расширение замедляется, как в
открытой модели пространственно безграничного мира или в замкнутой модели
ограниченного мира, то возраст Вселенной меньше, чем 1/Н. Наименьший
возраст у замкнутой модели, расширение которой быстро замедляется и
сменяется сжатием. Модель Леметра описывает Вселенную, возраст которой
значительно больше, чем 1/Н, поскольку в ее истории есть длительный
период, когда расширения почти не происходило. Модель Леметра и открытая
модель описывают Вселенную, которая всегда будет расширяться.
Вот при таких условиях немыслимо высокой температуры и плотности
состоялось рождение Вселенной. Причем это могло быть рождением в прямом
смысле: некоторые космологи (скажем, Я.Б.Зельдович в СССР и Л.Паркер в
США) считали, что частицы и гамма-фотоны были рождены в ту эпоху
гравитационным полем. С точки зрения физики, этот процесс мог состояться,
если сингулярность была анизотропной, т.е. гравитационное поле было
неоднородным. В этом случае приливные гравитационные силы могли "вытащить"
из вакуума реальные частицы, создав таким образом вещество Вселенной.
Изучая процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем,
что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция
ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц -
адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц
нестабильны и короткоживущи. Швейцарский физик Р.Хагедорн считает, что
может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в
изобилии могли формироваться при температуре порядка 1012 К, когда
гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар,
состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить
рост температуры в прошлом.
Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных
частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры
должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы
проверить: если бы составляющие адронов - кварки - были стабильными
частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было
сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным;
скорее всего, они нестабильны.
См. также <<ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ>>.
После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное)
взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура
снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие
физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за
рождение легких частиц - лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и
нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения
температура излучения понизилась примерно до 1010 К, лептонные пары
перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали;
остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с
предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.
Следующая фаза расширения - фотонная эра - характеризуется абсолютным
преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или
электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты,
но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились
рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец,
сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое
(реликтовое) радиоизлучение.
Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва. Можно отметить 4 проблемы,
стоящие сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.
1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей теории
относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются
альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.
2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется
странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось
столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале
расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.
3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная
весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как
одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому
космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого взрыва.
4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа
необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она
превосходит некоторое критическое значение, то геометрия пространства-
времени замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая
Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже
критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая
Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока
наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.
Происхождение крупномасштабной структуры. У космологов на эту проблему
есть две противоположные точки зрения.
Самая радикальная состоит в том, что вначале был хаос. Расширение ранней
Вселенной происходило крайне анизотропно и неоднородно, но затем
диссипативные процессы сгладили анизотропию и приблизили расширение к
модели Фридмана - Леметра. Судьба неоднородностей весьма любопытна: если
их амплитуда была большой, то неизбежно они должны были коллапсировать в
черные дыры с массой, определяемой текущим горизонтом. Их формирование
могло начаться прямо с планковского времени, так что во Вселенной могло
быть множество мелких черных дыр с массами до 10-5 г. Однако С.Хокинг
показал, что "мини-дыры" должны, излучая, терять свою массу, и до нашей
эпохи могли сохраниться только черные дыры с массами более 1016 г, что
соответствует массе небольшой горы.
См. также <<ЧЕРНАЯ ДЫРА>>.
Первичный хаос мог содержать возмущения любого масштаба и амплитуды;
наиболее крупные из них в виде звуковых волн могли сохраниться от эпохи
ранней Вселенной до эры излучения, когда вещество было еще достаточно
горячим, чтобы испускать, поглощать и рассеивать излучение. Но с
окончанием этой эры остывшая плазма рекомбинировала и перестала
взаимодействовать с излучением. Давление и скорость звука в газе упали,
вследствие чего звуковые волны превратились в ударные волны, сжимающие газ
и заставляющие его коллапсировать в галактики и их скопления. В
зависимости от типа исходных волн расчеты предсказывают весьма различную
картину, далеко не всегда соответствующую наблюдаемой. Для выбора между
возможными вариантами космологических моделей важной является одна
философская идея, известная как антропный принцип: с самого начала
Вселенная должна была иметь такие свойства, которые позволили
сформироваться в ней галактикам, звездам, планетам и разумной жизни на
них. Иначе некому было бы заниматься космологией.
Альтернативная точка зрения состоит в том, что об исходной структуре
Вселенной можно узнать не более того, что дают наблюдения. Согласно этому
консервативному подходу, нельзя считать юную Вселенную хаотической,
поскольку сейчас она весьма изотропна и однородна. Те отклонения от
однородности, которые мы наблюдаем в виде галактик, могли вырасти под
действием гравитации из небольших начальных неоднородностей плотности.
Однако исследования крупномасштабного распределения галактик (в основном
проведенные Дж.Пиблсом в Принстоне), кажется, не подтверждают эту идею.
Другая интересная возможность состоит в том, что скопления черных дыр,
родившихся в адронную эру, могли стать исходными флуктуациями для
формирования галактик.
Открыта или замкнута Вселенная? Ближайшие галактики удаляются от нас со
скоростью, пропорциональной расстоянию; но более далекие не подчиняются
этой зависимости: их движение указывает, что расширение Вселенной со
временем замедляется. В замкнутой модели Вселенной под действием тяготения
расширение в определенный момент останавливается и сменяется сжатием (рис.
2), но наблюдения показывают, что замедление галактик происходит все же не
так быстро, чтобы когда-либо произошла полная остановка.
отложено по вертикали, а расстояния - по горизонтали. Горизонтальные линии
отмечают характерные моменты эволюции, а отсеченные ими треугольники
показывают область Вселенной, доступную наблюдателю в этот момент. Чем
больше времени прошло от начала расширения, тем большая область становится
доступной для наблюдения. В настоящее время свет приходит к нам от звезд,
квазаров и скоплений галактик, удаленных на миллиарды световых лет, но в
ранние эпохи наблюдатель мог видеть гораздо меньшую область Вселенной. В
различные эпохи доминировали разные формы материи: хотя доминирует
вещество атомных ядер (нуклонов), до этого, когда Вселенная была горячей,
доминировало излучение (фотоны), а еще раньше - легкие элементарные
частицы (лептоны) и тяжелые (адроны).
Чтобы Вселенная была замкнута, средняя плотность материи в ней должна
превышать определенное критическое значение. Оценка плотности видимого и
невидимого вещества весьма близка к этому значению.
Распределение галактик в пространстве весьма неоднородно. Наша Местная
группа галактик, включающая Млечный Путь, Туманность Андромеды и несколько
галактик поменьше, лежит на периферии огромной системы галактик, известной
как Сверхскопление в Деве (Virgo), центр которого совпадает со скоплением
галактик Virgo. Если средняя плотность мира велика и Вселенная замкнута,
то должно было бы наблюдаться сильное отклонение от изотропного
расширения, вызванное притяжением нашей и соседних галактик к центру
Сверхскопления. В открытой Вселенной это отклонение незначительно.
Наблюдения скорее согласуются с открытой моделью.
Большой интерес космологов вызывает содержание в космическом веществе
тяжелого изотопа водорода - дейтерия, который образовался в ходе ядерных
реакций в первые мгновения после Большого взрыва. Содержание дейтерия
оказалось чрезвычайно чувствительно к плотности вещества в ту эпоху, а
следовательно, и в нашу. Однако "дейтериевый тест" осуществить нелегко,
ибо нужно исследовать первичное вещество, не побывавшее с момента
космологического синтеза в недрах звезд, где дейтерий легко сгорает.
Изучение предельно далеких галактик показало, что содержание дейтерия
соответствует низкой плотности материи и, следовательно, открытой модели
Вселенной.
Альтернативные космологические модели. Вообще говоря, в самом
начале своего существования Вселенная могла быть весьма хаотична и
неоднородна; следы этого мы, возможно, наблюдаем сегодня в
крупномасштабном распределении вещества. Однако период хаоса не мог
длиться долго. Высокая однородность космического фонового излучения
свидетельствует, что Вселенная была очень однородна в возрасте 1 млн. лет.
А расчеты космологического ядерного синтеза указывают, что если бы по
истечении 1 с после начала расширения существовали большие отклонения от
стандартной модели, то состав Вселенной был бы совсем иным, чем в
действительности. Однако о том, что было в течение первой секунды, еще
можно спорить. Кроме стандартной модели Большого взрыва, в принципе
существуют и альтернативные космологические модели:
1. Модель, симметричная относительно материи и антиматерии, предполагает
равное присутствие этих двух видов вещества во Вселенной. Хотя очевидно,
что наша Галактика практически не содержит антивещества, соседние звездные
системы вполне могли бы целиком состоять из него; при этом их излучение
было бы точно таким же, как у нормальных галактик. Однако в более ранние
эпохи расширения, когда вещество и антивещество были в более тесном
контакте, их аннигиляция должна была рождать мощное гамма-излучение.
Наблюдения его не обнаруживают, что делает симметричную модель
маловероятной.
2. В модели Холодного Большого взрыва предполагается, что расширение
началось при температуре абсолютного нуля. Правда, и в этом случае ядерный
синтез должен происходить и разогревать вещество, но микроволновое фоновое
излучение уже нельзя прямо связывать с Большим взрывом, а нужно объяснять
как-то иначе. Эта теория привлекательна тем, что вещество в ней подвержено
фрагментации, а это необходимо для объяснения крупномасштабной
неоднородности Вселенной.
3. Стационарная космологическая модель предполагает непрерывное рождение
вещества. Основное положение этой теории, известное как Идеальный
космологический принцип, утверждает, что Вселенная всегда была и останется
такой, как сейчас. Наблюдения опровергают это.
4. Рассматриваются измененные варианты эйнштейновской теории гравитации.
Например, теория К. Бранса и Р. Дикке из Принстона в общем согласуется с
наблюдениями в пределах Солнечной системы. Модель Бранса - Дикке, а также
более радикальная модель Ф. Хойла, в которой некоторые фундаментальные
постоянные изменяются со временем, имеют почти такие же космологические
параметры в нашу эпоху, как и модель Большого взрыва.
5. На основе модифицированной эйнштейновской теории Ж. Леметр в 1925
построил космологическую модель, объединяющую Большой взрыв с длительной
фазой спокойного состояния, в течение которой могли формироваться
галактики. Эйнштейн заинтересовался этой возможностью, чтобы обосновать
свою любимую космологическую модель статической Вселенной, но когда было
открыто расширение Вселенной, он публично отказался от нее. |
| Орфографический словарь Лопатина |
| космол`огия, космол`огия, -и |
| Словарь Ожегова |
КОСМОЛ’ОГИЯ, -и, жен. Учение о Вселенной.
прил. космологический, -ая, -ое. |
| Словарь Ушакова |
| КОСМОЛ’ОГИЯ, космологии, мн. нет, ·жен. (от ·греч. kosmos - мир и logos - учение). Общее учение о мире в его целом. Космология Лейбница. Индусская космология. |
| Толковый словарь Ефремовой |
[космология]
ж.
1) Общее представление о мире как едином целом, о мироздании; учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономическими наблюдениями Вселенной.
2) Раздел астрономии, изучающий закономерности строения Вселенной. |
| Философский словарь |
| (греч. kosmos — вселенная, logos — слово, учение) — раздел астрономии, наука о вселенной как едином связном целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области вселенной как части этого целого. Первые наивные космологические представления зародились в глубокой древности в результате стремления человека осознать свое место в мироздании. Накопление данных наблюдений и подсказанная античной философией уверенность в том, что за видимым запутанным движением планет должны скрываться закономерные истинные движения, привели к созданию геоцентрической системы мира, к-рая в результате ожесточенной борьбы с церковью и схоластикой сменилась гелиоцентрической (Гелиоцентрическая и геоцентрическая системы мира). После открытия Ньютоном закона всемирного тяготения космологическую проблему стало возможным ставить как физическую задачу — о поведении бесконечной системы тяготеющих масс. Выяснилось, однако, что при этом возникают серьезные затруднения — космологические парадоксы, связанные с распространением на вселенную как целое физических закономерностей, установленных для конечных ее частей (напр., с распространением закона всемирного тяготения на бесконечную статическую систему масс с нулевой средней плотностью). Эти затруднения устраняются совр. релятивистской К., т. е. космологической теорией, основанной на относительности теории. В настоящее время почти общепризнанными в науке являются основанные на общей теории относительности модели, построенные советским физиком А. А. Фридманом в 20-х гг. Реальное значение этих совр. космологических моделей состоит в том, что они дают представление об общих закономерностях строения и развития метагалактики и являются, т. обр., существенной ступенью в процессе познания бесконечного материального мира. |
| Философский энциклопедический словарь |
| КОСМОЛОГИЯ (греч. – учение о мире) – философско-научное рассмотрение Вселенной, космоса, особенно с позиций его возникновения, через космогонию. Появление космологии относится к глубокой древности (наблюдения и заметки вавилонских и египетских жрецов). Дальнейшее развитие космологии идет через Гиппарха и Птолемея к Копернику, Тихо Браге, Кеплеру, Ньютону и затем к настоящему времени, причем из космологии постепенно вычленяются современные точные естественные науки. Рассматривавшаяся и излагавшаяся раньше как часть метафизики, космология сама стала наукой о природе и (понимаемая в узком смысле) приравнивается к астрономии. |
| Философский энциклопедический словарь 2 |
(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 гелиоцентризма над геоцентризмом и открытием закона всемирного тяготения. Совр. К. основана на общей теории относительности (теории тяготения) А. Эйнштейна, принципы релятивистской К. (теории расширяющейся Вселенной) сформулированы в 20-х гг. 20 в. сов. математиком А. А. Фридманом и др., важнейшими наблюдат. подтверждениями являются закон красного смещения, открытый амер. астрономом Э. Хабблом в 1929, и реликтовое излучение, открытое в 1965. К нач. 80х гг. 20 в. происходит всё более тесное смыкание К. с физикой элементарных частиц на основе единой теории существующих в природе сил (электромагнитных, сильных, слабых и гравитационных).
К. стремится объяснить совр. состояние Вселенной (Метагалактики) как результат необходимого и закономерного развития, последовавшего за произошедшим 10—20 млрд. лет назад изначальным взрывом. В ходе расширения, продолжающегося и в наст. время, менялись физич. условия (температура, плотность вещества и др.), сформировались элементарные частицы, атомы, звёзды, планеты, галактики и их системы. Эти процессы в принципе описываются известными законами физики, за исключением первых малых долей секунды от начала расширения, за крые, с т. зр. совр. науки, Вселенная прошла богатую событиями многоэтапную эволюцию. Для её описания совр. физика, вероятно, должна быть обобщена, в частности в направлении объединения квантовой теории и общей теории относительности. К. нащупывает подходы и к пониманию природы изначального взрыва. Вопрос о том, будет ли расширение продолжаться беспредельно или сменится сжатием, остаётся пока открытым. Его решение зависит от знания соотношения величин средней плотности вещества и скорости расширения, которые пока известны недостаточно точно. Вследствие этого неясно также, является ли безграничное пространство Вселенной замкнутым (конечным) или открытым (метрически бесконечным). Развитие К. оказывает существ. влияние на эволюцию совр. картины мира. |
| Бренан - Словарь научной грамотности |
| Наука о происхождении, развитии и устройстве Вселенной как единого целого. Термин используется для обозначения области знаний, где сочетаются астрономия, астрофизика, физика элементарных частиц, и математика. Космология - хороший пример обобщения результатов научных исследований в разных отраслях: например, астрономы здесь объединяют полученные ими данные со знаниями специалистов по классической физике и другим техническим дисциплинам, чтобы лучше понять то, как устроен наш мир, и пути его развития. |
| Научнотехнический Энциклопедический Словарь |
| 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, проделавшая большой путь на протяжении XX в. Открытие, сделанное в 1920-е гг. Эдвином ХАББЛОМ, что галактики расходятся, послужило основой теории РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ВСЕЛЕННОЙ, начало которой, возможно, положил БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ. К этим теориям примыкает также ТЕОРИЯ ПУЛЬСИРУЮЩЕЙ ВСЕЛЕННОЙ. Существует также важная ТЕОРИЯ СТАЦИОНАРНОЙ ВСЕЛЕННОЙ, утверждающая, что имеет место процесс постоянного создания вещества. Наблюдения за наиболее отдаленными областями космоса, сделанные в середине 1960-х гг., позволили астрономам составить картину Вселенной, которую они считают отражением ситуации, сложившейся несколько сотен тысяч лет назад. Эти наблюдения обычно считают подтверждением теории Большого взрыва. |
|
|
|
 |
Если вы желаете блеснуть знаниями в беседе или привести аргумент в споре, то можете использовать ссылку:
будет выглядеть так: КОСМОЛОГИЯ
будет выглядеть так: Что такое КОСМОЛОГИЯ
|
|
|
|
|
|
 |
|
 |
|
|
