Физическая энциклопедия - 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 данных наблюдат. астрономии, а также философских принципах (в конечном счёте на всей системе знаний) своей эпохи.

Важнейшим философским постулатом К. явл. положение, согласно к-рому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счёте на всю Вселенную. Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физ.

принципы и законы кладутся в основу К. Построенные на их основе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, выводы теории должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае, не противоречить им), теория должна предсказывать новые явления. В 80-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятив.

К.) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной. Возникновение совр. К. связано с созданием релятив. теории тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактич. астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятив. К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (кривизна четырёхмерного пространства-времени и возможная замкнутость Вселенной).

Начало второго этапа можно датировать работами сов. учёного А. А. Фридмана (19221924), в к-рых он показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим в-вом, не может быть стационарной она должна расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия красного смещения (эффекта «разбегания» галактик) амер.

астрономом Э. Хабблом (1929). В результате на первый план выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (амер. физик Г. Гамов, 2-я пол. 40-х гг.), в к-рых осн. внимание переносится на физику Вселенной состояние в-ва и физ. процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиб.

ранние стадии, когда состояние было необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большое значение законы термодинамики, данные яд. физики и физики элем. ч-ц. Возникает релятив. астрофизика, к-рая заполняет былую брешь между К. и астрофизикой. В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат: ур-ния Эйнштейна общей теории относительности, из них следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии); представления об однородности и изотропности Вселенной (во Вселенной нет к.-л. выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны). Последнее утверждение часто называют космологич. постулатом. Если дополнительно предположить, что во Вселенной отсутствуют гипотетич. силы, возрастающие с расстоянием и противодействующие тяготению в-ва, а плотность массы создаётся гл.

обр. в-вом, то космологич. ур-ния приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна трёхмерного пр-ва отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна (открытая модель); в такой модели расстояния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают. В др.

модели кривизна пр-ва положительна, Вселенная конечна (но столь же безгранична, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции Вселенной кривизна трёхмерного пр-ва уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая замкнутой.

Нач. стадии эволюции по обеим моделям совершенно одинаковы: должно было существовать особое нач. состояние сингулярность с огромной (не меньше чем с планковской 1093 г/см3) плотностью массы и кривизной пр-ва 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 принят за начало отсчёта времени (t=0). По оси ординат отложен нек-рый масштабный фактор R, в качестве к-рого может быть принято, напр., расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R=R(t) изображается на рис. сплошной линией; прерывистая линия изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорц. 1/R2). Заметим ещё, что относит. скорость изменения расстояний 1/R•dR/dt=H есть не что иное, как Хаббла постоянная (точнее, параметр Хаббла). В нач. момент (tВ®0) фактор RВ®0, а параметр Хаббла HВ®?.

В наше время значение Н лежит в пределах 50-100 (км/с)/Мпк, что соответствует времени расширения от 10 до 20 млрд. лет. Из космологич. ур-ний следует, что при заданном Н равная нулю кривизна трёхмеряого пр-ва может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы rкp= Зс2H2/G, где G гравитационная постоянная. Если r>rкр, то мир замкнут, при r .