КОСМОЛОГИЯ
(от
космос
и ...логия), учение о Вселенной как едином целом и о
всей охваченной астрономич. 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 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
(распространены) на значительно большие области, в конечном счёте - на
всю Вселенную. Без этого постулата К. как наука невозможна.
Космологич.
теории разных эпох (а часто и относящиеся к одной и той же эпохе) существенно
различаются в зависимости от того, какие физич. 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, к-рые ранее не наблюдались. Из необозримого
множества моделей, к-рые 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.
Историческая
справка. В наивной форме космологич. 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 логич. требованиям удовлетворяли космологич.
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 астрономич. наблюдений, представлена в "Альмагесте"
(2
в. н. э.); эта геоцентрическая система мира объясняла все известные
в ту эпоху астрономич. явления и господствовала ок.полутора тыс. лет. За
это время не было сделано практически никаких астрономич. 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 астрономич. наблюдений телескоп, впервые
(1-я пол. 17 в.) обнаружил факты, к-рые трудно было совместить с геоцент-рич.
системой. Ещё до этого Дж. Бруно, в соответствии с учением Коперника,
сделал философ, вывод о бесконечности Вселенной и отсутствии в ней к.-л.
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
(И. Ньютон, 1685), в самом названии к-рого подчёркнута его космологич.
универсальность, дал возможность рассматривать Вселенную как систему масс,
взаимодействия и движения к-рых 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 теории 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 к-рых было показано, что искривлённое 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. Га-мов,
2-я
пол. 40-х гг.). Основное внимание теперь переносится на физику Вселенной
- состояние вещества и физич. процессы, идущие на разных стадиях расширения
Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было очень необычным.
Наряду с законом тяготения в К. приобретают большое значение законы термодинамики,
данные ядерной физики и физики элемен-тарных частиц. Возникает релятивистская
астрофизика, к-рая заполняет существовавшую брешь между К. и астрофизикой.
Геометрия
и механика Вселенной. В основе теории однородной изотропной Все-ленной
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 к.-л.
выделенных точек (однородность) и выделенных направлений (изотропия), т.
е. все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто
называют космологич. постулатом, его можно назвать также обобщённым принципом
Дж. Бруно. Если дополнительно предположить, что космологическая постоянная
равна
нулю, а плотность массы создаётся гл. обр. веществом (фотонами и нейтрино
можно пренебречь), то космология, ур-ния 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.
Характер эволюции
Физика Вселенной.
реликтового
Наблюдательная
Наличие же
взрыва, составляло
Нерешённые
По мере развития
Не исключено,
Пока нет также
Лит.: Зельдович
Г. И. Наан.
А
Б
В
Г
Д
Е
Ё
Ж
З
И
Й
К
Л
М
Н
О
П
Р
С
Т
У
Ф
Х
Ц
Ч
Ш
Щ
Ъ
Ы
Ь
Э
Ю
Я
схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель).
По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала расширения
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 пропорциональна
1/R2). Заметим ещё, что относительная скорость
изменения расстояний
Н есть
не что иное, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. В начальный момент
(t -> 0) фактор R -> 0, а параметр Хаббла Н -> 00 . Из
космологич. ур-ний следует, что при заданном Н равная нулю кривизна
может иметь место только ири строго определённой (критической) плотности
массы р
света, G - гравитационная постоянная. Если р > р
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 физич. состояния: нужно знать ещё, напр., темп-ру. Задание
тем или иным путём характеристик начального состояния представляет третий
постулат (гипотезу) релятивистской К., независимый от первых двух. Начиная
с 60- 70-х гг. обычно принимается постулат "горячей" Вселенной (предполагается
высокая начальная темп-pa). Приняв этот постулат, можно сделать неск. 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 нек-рая 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 и т. д. Поскольку расширение вначале
к тому же идёт с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и темп-pa
могли существовать только очень короткое время. Действительно, если при
t
= 0 плотность р = оо, то уже при t и 0,01 сек плотность
упадёт до р 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 химич. 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
излучения, свойства к-рого 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 макроскопич. параметрами (определяемыми скоростьюрасширения)
и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того,
что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную (т. е. за
первые 10-4 сек расширения), не мешает делать более или
менее достоверные суждения о более поздних состояниях, напр, начиная с
t
=
10-2 сек, когда состояние вещества является "обычным",
известным совр. микрофизике.
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 подтверждён: космологич.
красное смещение, наблюдаемое вплоть до z 2 и больше, свидетельствует
о том, что область Вселенной с линейными размерами порядка неск. млрд.
пс
расширяется,
и это расширение длится по меньшей мере неск. млрд. лет (объекты, находящиеся
на расстоянии 1 млрд. пс, мы видим такими, какими они были ок. 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, к-рые до этого рассматривались
как весьма грубое приближение к действительности.
кривизны пространства пока нельзя считать доказанным, хотя оно весьма вероятно,
если учитывать подтверждение др. выводов релятивистской К. Кривизна непосредственно
никак не может быть измерена. Косвенно она могла бы быть определена, если
бы была известна средняя плотность массы или можно было бы определить более
точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной
зависимости). Астрономич. наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности
светящегося вещества ок. 10-31 г/см3. Определить
плотность
тёмного вещества, а тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее,
и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может
быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного
вещества). Если принять совр. значение постоянной Хаббла Н
= = 1,7*10-18
сек-1 то Р
Таким образом, на основе имеющихся наблюдательных данных (10-31
< р < < 10-29) нельзя сделать никакого выбора между
открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далёком
будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределённость никак не сказывается
на общем характере прошлого и совр. расширения, но влияет на возраст Вселенной
(длительность расширения) - величину и без того достаточно неопределённую.
Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее
с момента изначального
бы
= 6*1017сек
=
18 млрд. лет. Но расширение, как видно из приведённых выше графиков, идёт
с замедлением, поэтому время Т, истекшее с момента начала расширения,
меньше T
ещё
меньше. С др. стороны, если космологич. постоянная не равна строго нулю,
то существуют и др. возможности, напр, длительная (порядка 10 или более
млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки
миллиардов лет.
проблемы. Релятивистская К. объясняет наблюдаемое совр. состояние Вселенной,
она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд
новых, крайне трудных проблем, к-рые ещё не решены. Так, для изучения состояния
вещества с плотностями, намного порядков выше ядерной плотности, нужна
совершенно новая физич. 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 мате-матич. средств. Кроме всего прочего, в такой
ситуации должна нарушаться непрерывность времени и вопрос о том, что было
"до" t = 0, применительно к обычному (метрич.) понятию времени, лишён смысла;
необходимо то или иное обобщённое понятие времени. В решении этой группы
проблем делаются лишь первые шаги.
теории, а также средств и методов наблюдений будет уточняться само понятие
космологич. 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, к-рые могут
быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи
с проблемой возраста Вселенной.
что столь же трудно будет объяснить зарядовую асимметрию во Вселенной:
в нашем космич. 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 совр.
теоретич. представлениям, вещество и антивещество совершенно равноправны.
К. пока не даёт достаточно убедительного объяснения такого противоречия.
убедительной теории возникновения звёзд и галактик (пограничная проблема
К. и космогонии). Эта проблема по меньшей мере столь же трудна,
как и др. фундаментальные проблемы возникновения в совр. науке (возникновения
планет, возникновения жизни). Существует и ряд др. нерешённых проблем К.
Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, ?., 1967; Наблюдательные
основы космологии, Сб., М., 1965; ЗельмановА. Л., Космология, в кн.: Физический
энциклопедический словарь, т. 2,М., 1962; Бесконечность и Вселенная, Сб.,
М., 1969; Peebles, P.J.E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.