Космология

Наука
Космология
Cosmology
Предмет изучения	Вселенная
Основные направления	астрономия

СБОРНИК: КОСМОЛОГИЯ НА ПАЛЬЦАХ (скорость света, элементарные частицы, голографическая Вселенная) // Alpha Centauri (17 авг. 2023 г.) [57:16]

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

История

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.

• 

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

• 

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

• 

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

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 ρ_кр. = 3c²H²/G, где с — скорость света, G — гравитационная постоянная. Если ρ > ρ_кр. пространство замкнуто, при ρ ≤ ρ_кр. пространство является открытым.

(См. также Анизотропность Вселенной).

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 1960−70-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.

Видеогалерея

Рубаков В. А. Космология — наука о жизни Вселенной. 2015 г. [1:20:42]	Верходанов Олег — Лекция «Космология видимой вселенной» 9 августа 2017 года [1:27:45]

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.

Одним из источников этой статьи является статья в википроекте «Знание.Вики» («znanierussia.ru») под названием «Космология», находящаяся по адресам: «https://baza.znanierussia.ru/mediawiki/index.php/Космология» «https://znanierussia.ru/articles/Космология». Материал указанной статьи полностью или частично использован в Циклопедии по лицензии CC-BY-SA 4.0 и более поздних версий. Всем участникам Знание.Вики предлагается прочитать материал «Почему Циклопедия?»