Космология — наука о Вселенной в целом, ее строении и эволюции

Космология — область астрофизики, занимающаяся изучением Вселенной в целом: её рождением, эволюцией и будущей судьбой. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. В своих задачах она часто смыкается с философией и теологией. Космология стремится представить картину мира, объясняющую, почему Вселенная имеет именно те свойства, которые она имеет.

Современная космология стремится обеспечить получение данных о Вселенной в целом путём изучения вещества на больших расстояниях, скоростей галактик в зависимости от их расстояний от нас и космического фонового излучения. Основных проблем космологии две: с одной стороны, объект её исследования, Вселенная, уникален, поэтому её нельзя изучать с помощью статистических методов; с другой, как в целом и во всей астрофизике, длительные периоды эволюции рассматриваемых явлений не позволяют вести прямых наблюдений.

С глубокой древности и до начала нынешнего столетия космос считали неизменным. Звездный мир олицетворял собой абсолютный покой, вечность и беспредельную протяженность. Открытие в 1929 году взрывообразного разбегания галактик, то есть быстрого расширения видимой части Вселенной, показало, что Вселенная нестационарна. Экстраполируя процесс расширения в прошлое, сделали вывод, что 15−20 миллиардов лет назад Вселенная была заключена в бесконечно малый объем пространства при бесконечно большой плотности и температуре вещества-излучения (это исходное состояние называют «сингулярностью»), а вся нынешняя Вселенная конечна — обладает ограниченным объемом и временем существования. Отсчет времени жизни такой эволюционирующей Вселенной ведут от момента, при котором, как полагают, внезапно нарушилось состояние сингулярности и произошел «Большой Взрыв». По мнению большинства исследователей, современная теория «Большого Взрыва» (ТБВ) в целом довольно успешно описывает эволюцию Вселенной, начиная примерно с 10−44 секунды после начала расширения. Единственной брешью в прекрасном сооружении ТБВ они считают проблему Начала — физического описания сингулярности. Однако и тут преобладает оптимизм: ожидают, что с созданием «Теории Всего Сущего», объединяющей все фундаментальные физические силы в единое универсальное взаимодействие, эта проблема будет автоматически решена. Тем самым построение модели мироздания в наиболее общих и существенных чертах благополучно завершится.

Когда Вселенная пребывала в исходном точечном состоянии, рядом, вне ее не существовало материи, не было пространства, не могло быть времени. Поэтому невозможно сказать, сколько продолжалось это — мгновение или бессчетные миллиарды лет. Невозможно сказать не только потому, что нам это неизвестно, а потому что не было ни лет, ни мгновений — времени не было. Его не существовало вне точки, в которую была сжата вся масса Вселенной, потому что вне ее не было ни материи, ни пространства. Времени не было, однако, и в самой точке, где оно должно было практически остановиться.

Однородность и изотропность вселенной в больших масштабах.

В основе современной космологии лежит, так называемый, космологический принцип — постулат, согласно которому, Вселенная одинакова для всех наблюдателей, независимо от их положения; если не принимать во внимание локальных неоднородностей, это означает, что Вселенная однородна (имеет повсюду одно и то же распределение вещества) и изотропна (одинакова во всех направлениях).

В основе современной космологии лежат представления об однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим постулатом. В теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной: открытая и замкнутая. В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели расстояния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают. В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием. На основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между открытой и замкнутой моделями. Эта неопределенность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину не достаточно определенную по данным наблюдений. В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное состояние — сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Химический состав Вселенной — данные спектрального анализа Основной химический состав Вселенной был сформирован в момент Большого взрыва, когда температуры достигали миллиардов градусов. В этот ранний период Вселенная была горячей и заполненной квантами высоких энергий.

До 2-й половины 20 в. исследования хим. процессов в космическом пространстве и состава космических тел осуществлялись в основном путем спектрального анализа Солнца, звезд, отчасти внеш. слоев атмосферы планет. единств. прямым методом изучения космических тел был анализ химического и фазового состава метеоритов.

Условия хим. процессов во Вселенной крайне разнообразны и специфичны: от сотен миллионов градусов и миллионов атмосфер в недрах звезд до космического вакуума и единиц градусов Кельвина в межзвездном пространстве, мощные магнитные гравитации и др. физические поля, мощные потоки плазменного вещества и высокоэнергетических галактического и солнечного излучений и др. Он характеризуется резким преобладанием легких элементов (во Вселенной преобладают Н и Не), изотопов с массовыми числами, кратными 4, повышенной распространенностью четных (по числу протонов и нейтронов) изотопов относительно соседних нечетных соседей. На разных этапах эволюции звезды имеют неодинаковый состав. Хим. элементы в метеоритах в целом имеют изотопный состав, аналогичный элементам, слагающим в-во Земли и Луны. Это указывает на то, что главная масса вещества Солнечной системы прошла единую ядерную историю и представляет собой достаточно однородную смесь.

Модели бесконечной в пространстве стационарной Вселенной Работы Фридмана по общей теории относительности дали динамическую модель Вселенной и впервые позволили объяснить строение и развитие мира как целого.

Модель Фридмана: Модель Вселенной, которая может коллапсировать внутрь себя. В 1922 г. советский математик А. А. Фридман (Alexander Friedmann, 1888−1925), анализируя уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришёл к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии — она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позже на неё обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привёл к поиску так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем.

Различные сценарии развития вселенной: открытая, пульсирующая и закрытая модели эволюции Десяток лет назад в космологии доминировали две модели эволюции космоса, основанные на общей теории относительности (ОТО). В открытой модели Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно сокращается и стремится к положительному пределу.

В закрытой модели расширение сменяется сжатием. Все зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некого критического значения. Астрономические данные привели ученых к выводу, что в сумме средняя энергетическая плотность всех известных видов вещества и излучения и гипотетической темной материи составляет всего 30% от критического показателя.

В настоящее время обсуждается и другая гипотеза — гипотеза пульсирующей Вселенной:

Теория пульсирующей Вселенной утверждает, что наш мир произошел в результате гигантского взрыва. Но расширение вселенной не будет продолжаться вечно, т.к. его остановит гравитация. По этой теории наша Вселенная расширяется в течении 18 млрд. лет со времени взрыва. В будущем расширение полностью замедлится и произойдет остановка, а затем она начнёт сжиматься до тех пор пока вещество опять не сожмется и произойдет новый взрыв Эффекты общей теории относительности Согласно теории Эйнштейна, искривление пространства вызвано гравитационными полями тяжелых тел. Рядом с любым тяжелым объектом пространство искривляется, и степень этого искривления, то есть несоответствия данного участка пространства законам евклидовой геометрии, зависит от величины массы этого объекта.

Уравнения, описывающие соотношения между искривлением пространства и распределением материи в этом пространстве, называются уравнениями поля Эйнштейна. При их помощи можно не только определить степень искривленности пространства вблизи от звезд и планет, но и выяснить, существует ли всеобщее, крупномасштабное искривление пространства. Одним словом, уравнение Эйнштейна позволяет определить структуру Вселенной как целого.

Поскольку в теории относительности время не может быть отделено от пространства, искривление, вызванное гравитацией, имеет место не только в трехмерном пространстве, но и в четырехмерном пространстве-времени, поскольку именно об этом говорит нам общая теория относительности. В искривленном пространстве-времени искажения затрагивают не только пространственные соотношения, описываемые геометрией, но и продолжительность промежутков времени. Время здесь течет с другой скоростью, отличающейся от течения времени в «плоском пространстве-времени», и скорость изменяется вместе со степенью искривления пространства в зависимости от наличия вблизи тяжелых тел. Однако важно не выпускать из виду то обстоятельство, что изменения в скорости течения времени может заметить только такой наблюдатель, который удален от часов, фиксирующих эти изменения. Если же наблюдатель отправится в некоторое место, где время течет медленнее, все его часы тоже замедлили бы ход, и он потерял бы всякую надежду измерить эффект.