Космология

Космоло'гия(от космос и ...логия ) ,учение о Вселенной 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. �з 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.

  �сторическая 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(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 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 (�. 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 (А. Эйнштейн,1916) и зарождением внегалактической астрономии (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 (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.

В  Характер эволюции схематически показан РЅР° СЂРёСЃ. 1 (замкнутая модель) Рё СЂРёСЃ. 2 (открытая модель). РџРѕ РѕСЃРё абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала расширения РїСЂРёРЅСЏС‚ Р·Р° начало отсчёта времени ( t =0). РџРѕ РѕСЃРё ординат отложен некоторый масштабный фактор R,РІ качестве которого может быть принято, например, расстояние между теми или иными РґРІСѓРјСЏ далёкими объектами (галактиками). Зависимость R = R (t)изображается РЅР° СЂРёСЃСѓРЅРєРµ сплошной линией; прерывистая линия - изменение РєСЂРёРІРёР·РЅС‹ РІ С…РѕРґРµ эволюции (РєСЂРёРІРёР·РЅР° пропорциональна 1/R ²) .Заметим ещё, что относительная скорость изменения расстояний есть РЅРµ что РёРЅРѕРµ, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. Р’ начальный момент ( tВ® 0) фактор RВ® 0, Р° параметр Хаббла РќВ® Тђ. Р�Р· космологических уравнений следует, что РїСЂРё заданном Нравная нулю РєСЂРёРІРёР·РЅР° может иметь место только РїСЂРё строго определённой (критической) плотности массы r _kp=3 c ²H ²/G,РіРґРµ СЃ -скорость света, G -гравитационная постоянная. Если r > r _kpпространство замкнуто, РїСЂРё r Р€ r _{k p}пространство является открытым.

В  Физика Вселенной.Указанные выше постулаты достаточны для суждений РѕР± общем характере эволюции Рё РїСЂРёРІРѕРґСЏС‚, РІ частности, Рє выводу Рѕ чрезвычайно высокой начальной (РїСЂРё малых значениях t) плотности. Однако плотность РЅРµ даёт исчерпывающей характеристики физического состояния: нужно знать ещё, например, температуру. Задание тем или иным путём характеристик начального состояния представляет третий постулат (гипотезу) релятивистской Рљ., независимый РѕС‚ первых РґРІСѓС…. Начиная СЃ 60-70-С… РіРі. обычно принимается постулат «горячей» Вселенной (предполагается высокая начальная температура). РџСЂРёРЅСЏРІ этот постулат, можно сделать несколько очень важных выводов. Р’Рѕ-первых, РїСЂРё очень малых значениях tРЅРµ могли существовать РЅРµ только молекулы или атомы, РЅРѕ даже Рё атомные СЏРґСЂР°; существовала лишь некоторая смесь разных элементарных частиц (включая фотоны Рё нейтрино). РќР° РѕСЃРЅРѕРІРµ физики элементарных частиц можно рассчитать состав такой смеси РЅР° разных этапах эволюции. Р’Рѕ-вторых, зная закон расширения, можно указать, РєРѕРіРґР° существовали те или иные условия: плотность вещества изменяется обратно пропорционально R ³РёР»Рё t ²,плотность излучения ещё быстрее - обратно пропорционально R ⁴Рё С‚. Рґ. Поскольку расширение вначале Рє тому же идёт СЃ большой скоростью, очевидно, что высокие плотность Рё температура могли существовать только очень короткое время. Действительно, если РїСЂРё t =0 плотность r = Тђ, то уже РїСЂРё tВ» 0,01 секплотность упадёт РґРѕ r~ 10 ¹¹ Рі/СЃРј ³.Р’Рѕ Вселенной РІ это время существуют фотоны, электроны, позитроны, нейтрино Рё антинейтрино; нуклонов ещё очень мало. Р’ результате последующих превращений получается смесь лёгких ядер (РїРѕ-РІРёРґРёРјРѕРјСѓ, РґРІРµ трети РІРѕРґРѕСЂРѕРґР° Рё РѕРґРЅР° треть гелия); РІСЃРµ остальные химические элементы формируются РёР· РЅРёС…, причём намного позднее, РІ результате ядерных реакций РІ недрах звёзд. Оставшиеся фотоны Рё нейтрино РЅР° очень ранней стадии расширения перестают взаимодействовать СЃ веществом Рё должны наблюдаться РІ настоящее время РІ РІРёРґРµ реликтового излучения,свойства которого можно предсказать РЅР° РѕСЃРЅРѕРІРµ теории «горячей» Вселенной. Р’-третьих, хотя расширение вначале идёт очень быстро, процессы превращений элементарных частиц протекают несравненно быстрее, РІ результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамического равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопическими параметрами (определяемыми скоростью расширения) Рё совершенно РЅРµ зависит РѕС‚ предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило РїСЂРё плотностях, намного превосходящих ядерную (С‚. Рµ. Р·Р° первые 10 ^-4секрасширения), РЅРµ мешает делать более или менее достоверные суждения Рѕ более РїРѕР·РґРЅРёС… состояниях, например начиная СЃ t =10 ^-2 сек,РєРѕРіРґР° 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» 2и больше, свидетельствует о том, что область Вселенной с линейными размерами порядка несколько млрд. псрасширяется, 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.

В  Наличие же РєСЂРёРІРёР·РЅС‹ пространства РїРѕРєР° нельзя считать доказанным, хотя РѕРЅРѕ весьма вероятно, если учитывать подтверждение РґСЂ. выводов релятивистской Рљ. РљСЂРёРІРёР·РЅР° непосредственно никак РЅРµ может быть измерена. Косвенно РѕРЅР° могла Р±С‹ быть определена, если Р±С‹ была известна средняя плотность массы или можно было Р±С‹ определить более точно зависимость красного смещения РѕС‚ расстояния (отклонение РѕС‚ линейной зависимости). Астрономические наблюдения РїСЂРёРІРѕРґСЏС‚ Рє значениям усреднённой плотности светящегося вещества около 10 ^-31 Рі/СЃРј ³.Определить плотность тёмного вещества, Р° тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее, Рё неопределённость суммарной плотности РёР·-Р·Р° этого весьма велика (РѕРЅР° может быть, РІ частности, РЅР° РґРІР° РїРѕСЂСЏРґРєР° больше усреднённой плотности звёздного вещества). Если принять современное значение постоянной Хаббла Рќ= 1,7Р§10 ^-18 сек ^-1то r _kp=6Р§10 ^-30 Рі/СЃРј ³.Таким образом, РЅР° РѕСЃРЅРѕРІРµ имеющихся наблюдательных данных (10 ^-31< r< 10 ^-29) нельзя сделать никакого выбора между открытой (расширяющейся безгранично) Рё замкнутой (расширение РІ далёком будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределённость никак РЅРµ сказывается РЅР° общем характере прошлого Рё современного расширения, РЅРѕ влияет РЅР° возраст Вселенной (длительность расширения) - величину Рё без того достаточно неопределённую. Если Р±С‹ расширение происходило СЃ постоянной скоростью, то время, истекшее СЃ момента изначального взрыва, составляло Р±С‹ T ₀= =6Р§10 ¹⁷ сек =18 млрд. лет. РќРѕ расширение, как РІРёРґРЅРѕ РёР· приведённых выше графиков, идёт СЃ замедлением, поэтому время T,истекшее СЃ момента начала расширения, меньше T ₀.Так, РїСЂРё r = r _kpимеем: Рў = ²/ ₃ Рў ₀=12 млрд. лет. Для r > r _kp, С‚. Рµ. для замкнутых моделей, Тещё меньше. РЎ РґСЂ. стороны, если космологическая постоянная РЅРµ равна строго нулю, то существуют Рё РґСЂ. возможности, например длительная (РїРѕСЂСЏРґРєР° 10 или более млрд. лет) задержка расширения РІ прошлом, Рё Тможет 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 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.