Космология

Наука
Космология др.-греч. κόσμος — космос и λογία — наука)
Cosmology
Предмет изучения	Вселенная
Основные направления	астрономия

Космология (от др.-греч. κόσμος — космос и λογία — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной.

История

Иллюстрация геоцентрической системы мира из атласа Андрея Целлария Harmonia Macrocosmica (1708)

Иллюстрация гелиоцентрической системы мира из атласа Андрея Целлария Harmonia Macrocosmica (1708)

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

Первые 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 (V—IV веках до нашей эры). Влияние Аристотеля на Космологию сохранялось на протяжении почти двух тысячелетий. Первая математическая модель Вселенной, основанная на всей совокупности данных астрономических наблюдений, представлена в «Альмагесте» Клавдия Птолемея (II век нашей эры); эта геоцентрическая система мира объясняла все известные в ту эпоху астрономические явления и господствовала около полутора тысяч лет. За это время не было сделано практически никаких астрономических открытий, но стиль мышления существенно изменился. Предложенная в XVI веке Коперником гелиоцентрическая система мира, несмотря на противодействие христианского догматизма, получала всё более широкое признание, особенно после того как в первой половине XVII века Галилео Галилей, применив для астрономических наблюдений телескоп, обнаружил факты, которые трудно было совместить с геоцентрической системой. Ещё до этого Джордано 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 Космологии. Основанная на учении Коперника революция в Космологии явилась исходным пунктом революции в астрономии и естествознании в целом. Закон всемирного тяготения Исаака Ньютона, 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 так называемые космологические парадоксы.

Возникновение современной Космологии связано с созданием релятивистской теория тяготения Альберта Эйнштейна и зарождением внегалактической астрономии. На первом этапе развития релятивистской Космологии главное внимание уделялось геометрии Вселенной. Первое исследование на эту тему, опирающееся на общую теорию относительности, 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. Начало второго этапа можно было бы датировать работами Александра Фридмана, 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 Эдвином Хабблом. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва. На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной. 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 Космологии приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика, которая заполняет существовавшую брешь между Космологией и астрофизикой.

Известные представители изучения Вселенной

• 

  Демокрит

• 

  Аристотель

• 

  Пифагор

• 

  Клавдия Птолемея

• 

  Джордано Бруно

• 

  Николай Коперник

• 

  Галилео Галилей

• 

  Исаак Ньютон

• 

  Альберт Эйнштейн

• 

  Александр Фридман

Геометрия, механика физика Вселенной

Геометрия и механика Вселенной

В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат два постулата: 1) наилучшим известным описанием гравитационного поля являются уравнения Альберта 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), то есть все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто называют космологическим постулатом, его можно назвать также обобщённым принципом Джордано 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 другие 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, то есть 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. 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 галактиками. Зависимость R = R (t) изображается на рисунке сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорциональна 1/R2). Так же относительная скорость изменения расстояний есть не что иное, как постоянная 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 ρkp = 3c2H2/G, где с — скорость света, G — гравитационная постоянная. Если ρ > ρkp пространство замкнуто, при ρ ≤ ρkp 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 Космологии, независимый от первых двух. Начиная с 60—70-х годов 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. 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 ρ = ∞, то уже при t — 0,01 сек плотность упадёт до ρ ~ 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, 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, 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.

Основные этапы развития Вселенной

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

• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, — это Планковская эпоха (которая продолжалась в течение планковского времени, от нуля до 10⁻⁴³ с после Большого взрыва).
• Вторая фаза развития Вселенной — Эпоха Великого объединения, в ходе которой гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10⁻³⁴ с после Большого взрыва.
• Следующие эпохи (Инфляционная эпоха, Бариогенезис, Электрослабая эпоха, Кварковая эпоха, Адронная эпоха, Лептонная эпоха) характеризуются экспоненциальным увеличением кинетической энергии Вселенной и её объёма на много порядков, дальнейшим разделением фундаментальных взаимодействий, аннигиляцией материи и антиматерии, приведшей к барионной асимметрии Вселенной, объединением кварков и глюонов в адроны. Эти эпохи продолжалась первые десять секунд после Большого взрыва. В настоящее время существуют возможности достаточно подробного физического описания большинства процессов происходящих в эти периоды.
• Затем наступили Фотонная эпоха и сменяющая ее Протонная эпоха, в течение первых 20 минут которых происходил первичный нуклеосинтез, в процессе которого образовались элементы не тяжелее лития. Примерно через 70 тыс. лет после большого взрыва вещество начинает доминировать над излучением, что приводит к изменению режима расширения Вселенной.
• Следующей важной вехой в истории развития Вселенной считается эра рекомбинации, наступившая примерно через 379 тыс. лет после Большого взрыва, температура Вселенной спала до уровня, что ядра смогли захватывать электроны и создавать нейтральные атомы. Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Литература

• Космология / Большая Российская энциклопедия // научно-редакционный совет: председатель — Ю. С. Осипов и др. — Москва : Большая Российская энциклопедия, Т. 15: Конго - Крещение. — [отв. ред. С. Л. Кравец]. — 2010. — 766 с. — ISBN 978-5-85270-346-0
• Космология / Большая советская энциклопедия // Глав. ред. А. М. Прохоров. — 3-е изд. — Москва : Сов. энциклопедия, Т. 13: Конда-Кун. — 1973. — 608 с.
• Революции в астрономии, физике и космологии / Г. М. Идлис; Отв. ред. А. Т. Григорьян. — Москва : Наука, 1985. — 232 с.

Данная статья имеет статус «готовой». Это не говорит о качестве статьи, однако в ней уже в достаточной степени раскрыта основная тема. Если вы хотите улучшить статью — правьте смело!