космологія

Космол про гия (від космос і ... логія ), Вчення про Всесвіту як єдине ціле і про всю охопленої астрономічними спостереженнями області Всесвіту як частини цілого; розділ астрономії. Висновки К. (моделі Всесвіту) грунтуються на законах фізики і даних спостережної астрономії, а також на філософських принципах (кінець кінцем - на всій системі знань) своєї епохи. Найважливішим філософським постулатом К. є положення, згідно з яким закони природи (закони фізики), встановлені на основі вивчення дуже обмеженої частини Всесвіту, найчастіше на основі дослідів на планеті Земля, можуть бути екстрапольовані (поширені) на значно більші області, в кінцевому рахунку - на весь Всесвіт. Без цього постулату К. як наука неможлива.

Космологічні теорії різних епох (а часто і відносяться до однієї і тієї ж епохи) істотно розрізняються в залежності від того, які фізичні принципи і закони приймаються в якості досить універсальних і кладуться в основу К. Ступінь універсальності принципів і законів не може бути перевірена безпосереднім шляхом , але побудовані на їх основі моделі повинні допускати перевірку; для спостережуваної області Всесвіту ( «астрономічної Всесвіту») висновки з глобальної моделі повинні підтверджуватися спостереженнями (в усякому разі не суперечити їм), а також передбачати нові явища, які раніше не спостерігалися. З неозорого безлічі моделей, які можна побудувати, лише далеко не всі можуть задовольнити цим критерієм. У 70-х рр. 20 в. цій вимозі щонайкраще задовольняють розроблені на основі загальної теорії відносності (в релятивістської К.) однорідні ізотропні моделі нестаціонарної гарячої Всесвіту.

Історична довідка. В наївній формі космологічні уявлення зародилися в далекій давнині в результаті спроб людини усвідомити своє місце у всесвіті. Ці уявлення є характерною складовою частиною різних міфів і вірувань. Більш суворим логічним вимогам задовольняли космологічні уявлення античних філософів шкіл Демокріта, Піфагора , Аристотеля (5-4 ст. До н. Е.). Вплив Аристотеля на К. зберігалося протягом майже двох тисячоліть. Перша математична модель Всесвіту, заснована на всій сукупності даних астрономічних спостережень, представлена ​​в «Альмагесте» (2 ст. Н. Е.); ця геоцентрична система світу пояснювала всі відомі в ту епоху астрономічні явища і панувала близько півтора тис. років. За цей час не було зроблено практично ніяких астрономічних відкриттів, але стиль мислення істотно змінився. Запропонована Н. Коперником (16 ст.) Геліоцентрична система світу, незважаючи на протидію християнського догматизму, отримувала все більш широке визнання, особливо після того як Г. Галілей , Застосувавши для астрономічних спостережень телескоп, вперше (1-я половина 17 ст.) Виявив факти, які важко було поєднати з геоцентричної системою. Ще до цього Дж. Бруно , Відповідно до вчення Коперника, зробив філософський висновок про нескінченність Всесвіту і відсутності в ній будь-якого центру; цей висновок дуже вплинув на весь наступний розвиток К. Заснована на вченні Коперника революція в К. з'явилася вихідним пунктом революції в астрономії та природознавства в цілому. Закон всесвітнього тяжіння (І. ньютон , Один тисяча шістсот вісімдесят п'ять), в самій назві якого підкреслена його космологічна універсальність, дав можливість розглядати Всесвіт як систему мас, взаємодії і руху яких управляються цим єдиним законом. Однак при застосуванні ньютоновой фізики до нескінченної системи мас виявилися т. Н. космологічні парадокси .

Виникнення сучасної К. пов'язано зі створенням релятивістської теорія тяжіння (А. Ейнштейн , 1916) і зародженням позагалактичної астрономії (20-і рр.). На першому етапі розвитку релятивістської К. головна увага приділялася геометрії Всесвіту ( кривизна простору-часу і можлива замкнутість простору). Початок другого етапу можна було б датувати роботами А. А. Фрідмана (1922-24), в яких було показано, що викривлене простір не може бути стаціонарним, що воно повинно розширюватися або стискатися; але ці принципово нові результати отримали визнання лише після відкриття закону червоного зсуву (Е. Хаббл , 1929). На перший план тепер виступили проблеми механіки Всесвіту і її «віку» (тривалості розширення). Третій етап починається моделями «гарячої» Всесвіту (Г. Гамов , 2-я половина 40-х рр.). Основна увага тепер переноситься на фізику Всесвіту - стан речовини і фізичні процеси, що йдуть на різних стадіях розширення Всесвіту, включаючи найбільш ранні стадії, коли стан було дуже незвичайним. Поряд з законом тяжіння в К. набувають більшого значення закони термодинаміки, дані ядерної фізики і фізики елементарних частинок. виникає релятивістська астрофізика , Яка заповнює існуючу прогалину між К. і астрофізикою.

Геометрія і механіка Всесвіту. В основі теорії однорідного ізотропного Всесвіту лежать два постулати: 1) найкращим відомим описом гравітаційного поля є рівняння Ейнштейна; з цього випливає кривизна простору-часу і зв'язок кривизни з щільністю маси (енергії). 2) У Всесвіті немає яких-небудь виділених крапок (однорідність) і виділених напрямків (изотропия), т. Е. Все точки і всі напрямки рівноправні. Останнє твердження часто називають космологічним постулатом, його можна назвати також узагальненим принципом Дж. Бруно. Якщо додатково припустити, що космологічна стала дорівнює нулю, а щільність маси створюється головним чином речовиною (фотонами і нейтрино можна знехтувати), то космологічні рівняння набувають особливо простий вигляд і можливими виявляються лише дві моделі. В одній з них кривизна простору негативна або, в межі, дорівнює нулю, простір нескінченно (відкрита модель); в такій моделі всі відстані з часом необмежено зростають. В ін. Моделі кривизна простору позитивна, простір кінцевий (але настільки ж безмежно, як і у відкритій моделі); в такий (замкнутої) моделі розширення згодом змінюється стисненням. В ході еволюції кривизна зменшується при розширенні, збільшується при стисненні, але знак кривизни не міняється, т. Е. Відкрита модель залишається відкритою, замкнута - замкнутою. Початкові стадії еволюції обох моделей абсолютно однакові: мало існувати особлива початковий стан з нескінченною щільністю маси і нескінченної кривизною простору і вибуховий, сповільнення з часом розширення.

Характер еволюції схематично показаний на рис. 1 (замкнута модель) і рис. 2 (відкрита модель). По осі абсцис відкладено час, причому момент вибухового початку розширення прийнятий за початок відліку часу (t = 0). По осі ординат відкладено деякий масштабний чинник R, в якості якого може бути прийнято, наприклад, відстань між тими чи іншими двома далекими об'єктами (галактиками). Залежність R = R (t) зображається на малюнку суцільною лінією; переривчаста лінія - зміна кривизни в ході еволюції (кривизна пропорційна 1 / R2). Зауважимо ще, що відносна швидкість зміни відстаней Характер еволюції схематично показаний на рис є не що інше, як постійна (точніше, параметр) Хаббла. У початковий момент (t ® 0) фактор R ® 0, а параметр Хаббла Н ® ¥. З космологічних рівнянь слід, що при заданому Н рівна нулю кривизна може мати місце тільки при строго певній (критичній) щільності маси rkp = 3 c2H2 / G, де с - швидкість світла, G - гравітаційна стала. Якщо r> r kp простір замкнутий, при r £ rk p простір є відкритим.

Фізика Всесвіту. Зазначені вище постулати достатні для суджень про загальний характер еволюції і призводять, зокрема, до висновку про надзвичайно високу початкову (при малих значеннях t) щільності. Однак щільність не дає вичерпної характеристики фізичного стану: потрібно знати ще, наприклад, температуру. Завдання тим або іншим шляхом характеристик початкового стану представляє третій постулат (гіпотезу) релятивістської К., незалежний від перших двох. Починаючи з 60-70-х рр. зазвичай приймається постулат «гарячої» Всесвіту (передбачається висока початкова температура). Прийнявши цей постулат, можна зробити кілька дуже важливих висновків. По-перше, при дуже малих значеннях t не могли існувати не тільки молекули або атоми, але навіть і атомні ядра; існувала лише деяка суміш різних елементарних частинок (включаючи фотони і нейтрино). На основі фізики елементарних частинок можна розрахувати склад такої суміші на різних етапах еволюції. По-друге, знаючи закон розширення, можна вказати, коли існували ті або інші умови: щільність речовини змінюється обернено пропорційно R3 або t2, щільність випромінювання ще швидше - обернено пропорційно R4 і т. Д. Оскільки розширення спочатку до того ж йде з великою швидкістю , очевидно, що високі щільність і температура могли існувати тільки дуже короткий час. Дійсно, якщо при t = 0 щільність r = ¥, то вже при t »0,01 сек щільність впаде до r ~ 1011 г / см3. У Всесвіті в цей час існують фотони, електрони, позитрони, нейтрино і антинейтрино; нуклонів ще дуже мало. В результаті подальших перетворень виходить суміш легких ядер (мабуть, дві третини водню і одна третина гелію); всі інші хімічні елементи формуються з них, причому набагато пізніше, в результаті ядерних реакцій в надрах зірок. Решта фотони і нейтрино на дуже ранній стадії розширення перестають взаємодіяти з речовиною і повинні спостерігатися в даний час в вигляді реліктового випромінювання , Властивості якого можна передбачити на основі теорії «гарячої» Всесвіту. По-третє, хоча розширення спочатку йде дуже швидко, процеси перетворень елементарних частинок протікають незрівнянно швидше, в результаті чого встановлюється послідовність станів термодинамічної рівноваги. Це надзвичайно важлива обставина, оскільки такий стан повністю описується макроскопічними параметрами (обумовленими швидкістю розширення) і абсолютно не залежить від попередньої історії. Тому незнання того, що відбувалося при щільності, набагато переважаючих ядерну (т. Е. За перші 10-4 сек розширення), не заважає робити більш-менш достовірні судження про більш пізніх станах, наприклад починаючи з t = 10-2 сек, коли стан речовини є «звичайним», відомим сучасній мікрофізику.

Спостережна перевірка. Висновки релятивістської К. мають радикальний, революційний характер, і питання про ступінь їх достовірності представляє великий загальнонауковий і світоглядний інтерес. Найбільше принципове значення мають висновки про нестаціонарності (розширенні) Всесвіту, про високу питому ентропії ( «гаряча» Всесвіт) і про викривленості простору. Кілька більш приватний характер мають проблеми знака кривизни, а також ступенем однорідності і изотропии Всесвіту. Висновок про нестаціонарності надійно підтверджений: космологічний червоний зсув, що спостерігається аж до z »2 і більше, свідчить про те, що область Всесвіту з лінійними розмірами порядку кілька млрд. Пс розширюється, і це розширення триває щонайменше кілька млрд. Років (об'єкти, що знаходяться на відстані 1 млрд. пс, ми бачимо такими, якими вони були близько 3 млрд. років тому). Настільки ж грунтовне підтвердження знайшла і концепція «гарячої» Всесвіту: в 1965 було відкрито реліктове радіовипромінювання, причому його властивості виявилися вельми близькими до передбаченим. Подальше детальне вивчення дозволило встановити, що реліктове випромінювання до того ж у високій мірі, з точністю до часток відсотка, изотропно. Це доводить, що Всесвіт протягом більш ніж 0,99 своїй історії изотропна. Це, природно, підвищує довіру до однорідних ізотропним моделям, які до цього розглядалися як вельми грубе наближення до дійсності.

Наявність же кривизни простору поки не можна вважати доведеним, хоча воно досить імовірно, якщо враховувати підтвердження ін. Висновків релятивістської К. Кривизна безпосередньо ніяк не може бути виміряна. Побічно вона могла б бути визначена, якби була відома середня щільність маси або можна було б визначити більш точно залежність червоного зсуву від відстані (відхилення від лінійної залежності). Астрономічні спостереження приводять до значень усередненої щільності речовини, що світиться близько 10-31 г / см3. Визначити щільність темної речовини, а тим більше щільність енергії нейтрино набагато важче, і невизначеність сумарної щільності через це вельми велика (вона може бути, зокрема, на два порядки більше усередненої щільності зоряної речовини). Якщо прийняти сучасне значення постійної Хаббла Н = 1,7 × 10-18 сек-1 то rkp = 6 × 10-30 г / см3. Таким чином, на основі наявних наглядових даних (10-31 <r <10-29) не можна зробити ніякого вибору між відкритою (розширюється безмежно) і замкнутою (розширення в далекому майбутньому змінюється стисненням) моделлю. Ця невизначеність ніяк не позначається на загальному характері минулого і сучасного розширення, але впливає на вік Всесвіту (тривалість розширення) - величину і без того досить невизначену. Якби розширення відбувалося з постійною швидкістю, то час, що минув з моменту початкового вибуху, складало б T0 = Наявність же кривизни простору поки не можна вважати доведеним, хоча воно досить імовірно, якщо враховувати підтвердження ін = 6 × 1017 сек = 18 млрд. Років. Але розширення, як видно з наведених вище графіків, йде з уповільненням, тому час T, що минув з моменту початку розширення, менше T0. Так, при r = r kp маємо: Т = 2/3 Т0 = 12 млрд. Років. Для r> r kp, т. Е. Для замкнутих моделей, Т ще менше. З ін. Боку, якщо космологічна постійна не дорівнює строго нулю, то існують і ін. Можливості, наприклад тривала (близько 10 або більше млрд. Років) затримка розширення в минулому, і Т може складати десятки мільярдів років.

Невирішені проблеми. Релятивістська К. пояснює спостережуване сучасний стан Всесвіту, вона передбачила невідомі раніше явища. Але розвиток К. поставило і ряд нових, вкрай важких проблем, які ще не вирішені. Так, для вивчення стану речовини з густиною, набагато порядків вище ядерної щільності, потрібна абсолютно нова фізична теорія (імовірно, якийсь синтез існуючої теорії тяжіння і квантової теорії), Для досліджень же стану речовини при нескінченної щільності (і нескінченної кривизни простору - часу) поки немає навіть належних математичних засобів. Крім усього іншого, в такій ситуації повинна порушуватися безперервність часу і питання про те, що було «до» t = 0 стосовно звичайного (метрическому) поняттю часу, позбавлений сенсу; необхідно ту чи іншу узагальнене поняття часу. У рішенні цієї групи проблем робляться лише перші кроки.

У міру розвитку теорії, а також засобів і методів спостережень уточнюватиметься само поняття космологічної Всесвіту. В рамках сучасної К. досить природно вважати Метагалактику єдиною. Але питання топології простору - часу розроблені ще недостатньо для того, щоб скласти уявлення про всі можливості, які можуть бути реалізовані в природі. Це треба мати на увазі, зокрема, і в зв'язку з проблемою віку Всесвіту.

Не виключено, що настільки ж важко буде пояснити зарядову асиметрію у Всесвіті: у нашому космічному оточенні (у всякому разі, в межах Сонячної системи, а ймовірно, і в межах всієї Галактики) має місце переважна кількісне переважання речовини над антиречовиною . Тим часом, згідно з сучасними теоретичними уявленнями, речовина і антиречовину абсолютно рівноправні. К. поки не дає досить переконливого пояснення такого протиріччя.

Поки немає також переконливої ​​теорії виникнення зірок і галактик (прикордонна проблема К. і космогонії ). Ця проблема щонайменше настільки ж важке, як і ін. Фундаментальні проблеми виникнення в сучасній науці (виникнення планет, виникнення життя). Існує і ряд ін. Невирішених проблем До

Літ .: Зельдович Я. Б., Новіков І. Д., Релятивістська астрофізика, М., 1967; Спостережні основи космології. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., Космологія, в кн .: Фізичний енциклопедичний словник, т. 2, М., 1962; Нескінченність і Всесвіт, Сб., М., 1969; Peebles, PJE, Physical Cosmology, Princeton, 1972.

Г. І. НААН.

НААН

Мал. 2 до ст. Космологічні парадокси.

Космологічні парадокси

Мал. 1 до ст. Космологічні парадокси.