Космология это наука изучающая


Статьи по теме Космология

Космологией называется область астрономии, которая изучает происхождение и развитие Вселенной в целом. С точки зрения космологии Вселенная представляет собой систему с особыми свойствами.

История становления космологии

О происхождении и эволюции Вселенной люди начали задумываться ещё в глубокой древности. Первоначально люди объясняли процесс сотворения наблюдаемого мира действием сверхъестественных сил — богов. Эпоха Возрождения и буржуазные революции привели к значительному уменьшению влияния религии на мировоззренческие взгляды людей. Последние пять веков ученые стараются объяснить процесс эволюции Вселенной с помощью естественных законов физики, химии и т. д.

Одна из первых версий строения мира — плоская земля, которая покоится на трех китах и черепахе


Одна из первых версий строения мира — плоская земля, которая покоится на трех китах и черепахе

Изначально в древние времена люди знали очень ограниченный список астрономических объектов: Земля, Луна, 5 планет Солнечной Системы и т.н. “неподвижные” звезды. Наблюдаемое движение Солнца, Луны и планет по земному небу привело к ошибочному мнению, что Земля является центром Солнечной Системы и всей Вселенной. Подобная мировоззренческая система получила название геоцентрическая система мира. Лишь более тщательные наблюдения за движением небесных тел в дальнейшем позволили выяснить, что центром Солнечной Системы является Солнце, а вокруг Земли вращается только Луна. Подобная система называется гелиоцентрической. Насчет же звезд первоначально существовало несколько мнений: от отверстий в небесной сфере до очень далеких солнц (последний вариант в гелиоцентрической системе объяснялся отсутствием параллактического смещения по причине орбитального движения Земли вокруг Солнца).

Геоцентрическая система

Геоцентрическая система

Изобретение телескопа позволило радикально увеличить познавательные способности в изучении Вселенной. Даже небольшие телескопы показали, что число звезд на небе исчисляется многими миллионами. К середине 19 века телескопические наблюдения позволили впервые определить истинное (тригонометрическое) расстояние до ближайших звезд.
дальнейшем была создана шкала измерения расстояния до ещё более далеких объектов (на основе наблюдения особого типа переменных звезд — цефеид и измерения красного смещения спектров астрономических объектов). Особенно примечательным оказался последний момент. Как известно, доплеровское смещение спектров астрономических объектов бывает двух видов: смещение к синей или красной части спектров. Однако спектроскопия удаленных объектов (преимущественно туманностей — далеких галактик) показала, что в спектрах преобладает смещение к красной части спектров. Этот факт стал ярким доказательством того, что наша Вселенная расширяется — расстояние между сверхскоплениями галактик постепенно увеличивается, несмотря на силы гравитационного притяжения и потери энергии по причине излучения гравитационных волн.

Развитие космологии в последние десятилетия

Основные современные направления развития космологии связаны с несколькими пунктами:

Структура Вселенной в общем

Структура Вселенной в общем

— наблюдение в ближнем инфракрасном диапазоне (спектр излучения наиболее далеких объектов в видимой части нашей Вселенной смещен к ИК-диапазону). Подобные наблюдения позволяют изучать самые первые звезды и галактики Вселенной. С другой стороны набирает популярность использование “природных” телескопов. Речь идет о наблюдениях далеких гравитационных линз. Искривление гравитационных полей массивных скоплений галактик позволяет увеличивать фоновые изображения очень далеких и слабых объектов – первых звезд и галактик. Подобные наблюдения уже позволили наблюдать очень далекие сверхновые и даже обычные звезды.


— регистрация реликтового (реликт.) излучения в субмиллиметровом диапазоне электромагнитного спектра. Подобное излучение является остаточным следом момента, когда первичное вещество Вселенной стало прозрачным для электромагнитного излучения. Наблюдение реликтового излучения позволяет изучить Вселенную с возрастом примерно в 370 тысяч лет после момента Большого взрыва.

— в ближайшем будущем ожидается регистрация других экзотических излучений, которые позволят изучить ещё более молодую нашу Вселенную. Речь идет о нейтринном и гравитационно-волновом реликтовом излучениях. Это связано с тем, что проникающая способность нейтрино и гравитационных волн гораздо больше, чем у электромагнитного излучения. Первое излучение рождается во Вселенной возрастом около одной секунды, второе излучение появляется во Вселенной, возраст которой составляет всего 10 в -43 степени секунд.

— в конце 20 века было открыто важное космологическое свойство Вселенной: ускоренное расширение. Подобное явление было обнаружено через изучение сверхновых первого типа, которые являются одними из самых точных индикаторов расстояний до далеких галактик. Открытие ускоренного расширения Вселенной стало доказательством того, что наблюдаемая Вселенная примерно на 75% состоит из темной энергии.


Эволюция Вселенной после рождения

Эволюция Вселенной после рождения

— в настоящее время набирает обороты картографирование Вселенной в наиболее крупных масштабах. Как известно, в целом, Вселенная является пенообразной структурой с ячейками, размер каждой из которых достигает несколько сотен миллионов парсек. Каждая из ячеек представляет собой огромную пустоту, где не наблюдаются крупные галактики. В тоже время границами ячеек являются огромные сверхскопления галактик. Картографирование Вселенной осуществляется, как с помощью спектроскопических обзоров миллионов галактик, так и другими методами (определение расстояния до гамма-всплесков с помощью измерения красного смещения их оптического послесвечения или каталогизация галактик с наиболее активными ядрами — квазаров). В последние годы набирает популярность ещё один метод — тщательное картографирование реликтового излучения. Изучение неоднородностей распределения вещества в молодой и современной Вселенной позволяет понять нюансы эволюции Вселенной. Особое место в процессе картографирования Вселенной занимает поиск “скрытой” массы – т.н. темной материи. Вплоть до настоящего времени остаётся загадкой, что представляет собой подобная материя. Так самые тщательные поиски на земных детекторах элементарных частиц не смогли обнаружить возможные неизвестные элементарные частицы-кандидаты в темную материю.


Неоднородности в реликтовом излучении электромагнитных волн по данным разных обзоров

Неоднородности в реликтовом излучении электромагнитных волн по данным разных обзоров

— рост вычислительных мощностей суперкомпьютеров позволяет улучшать возможности моделирования рождения и эволюции Вселенной. Сравнение наблюдаемой и смоделированной картины развития Вселенной помогает в поисках проблемных мест в теоретической базе космологии.

Карты неба относительно галактической плоскости на различных длинах волн электромагнитного спектра (ЭМС)

Карты неба относительно галактической плоскости на различных длинах волн электромагнитного спектра (ЭМС)


В диапазоне ЭМС с длинами волн от половины одного миллиметра наиболее заметными объектами является свечение от спиральных рукавов нашей галактики и зодиакального света (в последнем случае, это линия, пересекающая все небо, которая лучше всего заметна на длине волны в 2.5 сантиметров). На длинах волн ЭМС в несколько миллиметров хорошо заметно фоновое излучение, которое светит на всём небе. Это и есть реликтовое излучение.

Основные тезисы космологии

Основное положение космологии — это утверждение, что наша Вселенная представляет собой расширяющийся мир диаметром в несколько десятков миллиардов световых лет, состоящий из нескольких триллионов галактик разного размера. Скорость расширения Вселенной можно описать с помощью закона Хаббла:

υ=Hr, где Н – постоянная Хаббла, υ — скорость галактики, а r – это расстояние до галактики.

Интерполяция расширения Вселенной приводит к пониманию того, что около 13.7 миллиардов лет назад Вселенная являлась точечным объектом — сгустком первичной материи и энергии. Рождение Вселенной объясняется концепцией Большого взрыва. На основе теоретических расчетов до появления первых звезд во Вселенной химический состав Вселенной на ¾ представлял собой водород, а на ¼ гелий.

Основы теории Большого взрыва

Большим взрывом называется космологическая модель, описывающая начало эволюции Вселенной, перед которым Вселенная находилась в состоянии сингулярности. Остаточным излучением Большого взрыва является реликтовое излучение (в электромагнитном или гравитационно-волновом диапазоне, а также реликтовое нейтринное излучение).

Что изучает космология


Основными объектами изучения космологии являются первые звезды и галактики, реликтовое излучение (электромагнитное, гравитационно-волновое и нейтринное) и вспышки далеких сверхновых.

Проблемные места теории Большого взрыва

Основными проблемами теории Большого взрыва являются следующие вопросы:

— Почему Вселенная начала расширяться?

— Из чего состояла Вселенная до начала расширения?

Дополнительными проблемами в космологии является прогнозирование будущего Вселенной. Существует несколько вариантов будущего Вселенной: от бесконечного расширения (теория «большого разрыва») до смены расширения на сжатие (с последующим новым Большим взрывом — теория циклической эволюции Вселенной).

Схематичная иллюстрация возможного будущего Вселенной — теории «Большого разрыва»

Схематичная иллюстрация возможного будущего Вселенной — теории «Большого разрыва»

В настоящее время появилась ещё одна проблема: значительное несоответствие оценок постоянной Хаббла, полученной двумя разными способами (через анализ данных обзора реликтового излучения космическим аппаратом «Планк» и измерение расстояния до внегалактических цефеид).


Схематичная иллюстрация возможной циклической эволюции Вселенной

Схематичная иллюстрация возможной циклической эволюции Вселенной

Отличия астрономии от космологии

Хотя астрономы и космологи изучают одну и ту же Вселенную, тем не менее, между их областями изучения существует главное отличие. Это отличие заключается в том, что астрономия в основном изучает конкретные небесные тела (астероиды, планеты, звезды и галактики), в то время как космология изучает Вселенную как одну неделимую систему.

Источник: SpaceGid.com

Красное смещение

Весто Слайфер открыл, что на фотографических изображениях спектра (спектрограммах) галактик, особенно тех, которые расположены далеко от нашей галактики, много красного цвета. Такое смещение в сторону красного цвета было названо красным смещением.

Красное смещение означает, что галактики двигаются: вращаются и удаляются. Это, в свою очередь, говорит о том, что Вселенная расширяется.


Закон Хаббла

В 1929 году Эдвин Хаббл обнаружил, что есть связь между скоростью, с которой далёкие галактики движутся в противоположную от нашей галактики сторону, и расстоянием до этих галактик.

Он вывел формулу, которая позволяет рассчитать скорость галактики и расстояние до Земли. Это открытие было названо законом Хаббла (также закон красного смещения).

Несмотря на то, что этот закон действует только для далёких галактик, он позволил подтвердить, что Вселенная расширяется. С помощью закона Хаббла можно вычислить момент, когда Вселенная начала расширяться. Это позволило учёным выяснить возраст Вселенной — 13,8 миллиардов лет.

Учёные пришли к выводу, что до образования Вселенной была сингулярность.

Сингулярность

Это то положение, которое существовало до того, как произошёл Большой взрыв и образовалась Вселенная.

Согласно общей теории относительности в центре чёрной дыры находится сингулярность. Это область, где нет времени и не применимы законы физики. Область, где всё сжимается до крошечных размеров под высоким давлением.

В космологии есть три понятия: космологическая сингулярность, гравитационная сингулярность и голая сингулярность.

Космологическая сингулярность

Это состояние Вселенной как до Большого взрыва — когда Вселенная представляла собой пространство, сжатое до крошечных размеров высоким давлением, с очень большой плотностью — так и сам Большой взрыв.


Гравитационная сингулярность

Это место в пространственно-временном континууме, через которое нельзя провести кривую (геодезическую линию) и в котором не работают законы теории относительности.

В физике, в частности по общей теории относительности, тела, обладающие малым зарядом и массой, движутся по геодезической линии пространственно-временного континуума.

Но в гравитационной сингулярности законы физики не применяются. Поэтому и линии провести невозможно.

Голая сингулярность

Это некая область в пространственно-временном континууме, в которой не действует один из общих принципов в физике — принцип причинности.

Этот принцип формулирует, как происшествия или действия воздействуют друг на друга. То есть согласно нему будущие действия не могут изменять происшествия в прошлом.

Иными словами, наше будущее не воздействует на наше прошлое и не обуславливает его.

По версиям физиков, попав в голую сингулярность, можно увидеть и прошлое, и будущее. Но чтобы туда попасть, нужно попасть в чёрную дыру, что делает опыты по изучению такой сингулярности довольно затруднительными, так как из чёрной дыры нельзя выбраться.

Теория Большого взрыва

Теория возникновения Вселенной, согласно которой вначале была сингулярность, затем произошёл взрыв.

После взрыва Вселенная охлаждалась. Потом образовались атомы. Материи стали притягиваться друг к другу, образуя газовые скопления, из которых затем появились звёзды, свехновые звёзды, чёрные дыры и галактики.

Теория относительности

Альберт Энштейн формулирует в 1905 году специальную теорию относительности и общую теорию относительности в 1915–1916 годах.

Специальная теория относительности

Если два объекта движутся прямолинейно и с постоянной скоростью, то ни один из них не может быть системой отсчёта. Важно определять их движение только относительно друг друга.

Общая теория относительности

Энштейн пытался объяснить, откуда берётся гравитация. Согласно его теории крупные тела искажают пространственно-временной континуум. Это приводит к возникновению гравитации.

Уравнение Александра Фридмана

Александр Фридман вывел уравнение, которое доказывает, что Вселенная изменяется. Математическим путём учёный доказал, что Вселенная увеличивается и что она точно с чего-то началась.

Позднее его теории были подтверждены с помощью закона Хаббла.

Источник: www.uznaychtotakoe.ru

Значение термина

В научном контексте космология – это наука о масштабном изучении Вселенной. Её основу составляют базовые теории и формулы астрономии, физики и математики. Главным образом в рамках науки изучается состав Вселенной, ее структура, возраст и эволюция с момента зарождения. В более широком понимании космология – это соотношение астрономических наблюдений, полученных за различные эпохи, и теория относительности, которую подарил миру Альберт Эйнштейн. Именно благодаря этой физической находке в начале 20-го века космология стала отдельной наукой, точной, основанной на формулах и цифрах. До этого момента она считалась некой эфемерной частью философии, и потому не воспринималась миром всерьез.

Две школы – одна теория

Ныне космология как наука разделилась на две ветви, как и ученые, которые являются ее представителями. Эмпирики при проведении своих работ основываются исключительно на наблюдениях за небесными светилами и материей. Они не создают различных моделей иных реальностей в земных условиях, так как уверены в том, что каким бы ни был результат, он далек от реальности. Теоретики, наоборот, пользуются расчетами, результатами различных исследований. В основе их работы может лежать построение модели определенного участка космоса, черной дыры или иного объекта. Стоит учитывать, что космология – это наука, которая изучает Вселенную и в практическом плане, и в теоретическом. В обеих школах была принята общая концепция – Теория Большого взрыва. В соответствии с ней, все пространство и время зародилось некогда из очень горячей и плотной материи. В противовес ей существует вторая, менее знаменитая, но не лишенная смысла теория. Она говорит о том, что Вселенная – единица постоянная, которая не имеет начала и конца, момента зарождения или момента падения.

Данные, на которых основана наука

Существует шесть основных принципов построения Вселенной, которые используются в космологии:

  • Пространство изотропно. Это означает, что все объекты в космосе — как планеты и астероиды, так и галактики и черные дыры — двигаются хаотично, вне определенного порядка, и космология изучает именно данное движение. В некоторых местах они могут скапливаться и образовывать области искаженного пространства, высокого давления и температуры. В других, наоборот, рассеиваться, разрежая пространство до минимума.
  • Постоянное расширение границ. Главным образом космология изучает эволюцию Вселенной, и этот процесс, можно сказать, происходит прямо на наших глазах. Все космические объекты, а в особенности галактики удаляются друг от друга. При этом чем больше их параметры, тем быстрее увеличиваются расстояния.
  • Пространство, окружающее нашу планету, также изотропно. Это говорит о том, что Земля, как и ее орбита, – рядовая часть Вселенной, которая по структуре мало чем будет отличаться от, скажем, зон, приближенных к планете Кеплер-36Б.
  • В соответствии с теорией Большого взрыва, возраст Земли, всех астероидов, звезд, галактик и самой Вселенной примерно одинаковый. Возникновение материи исследователи опускают в века примерно на 20 миллиардов лет, в то время как самые старые звезды появились около 15 млрд лет назад. Куда большие цифры приводят нам археологи, которые откапывают скелеты гигантских рептилий. В соответствии с этими данными, получается, что Земля появилась ранее, чем вся материя в космосе. На самом деле ученые долго недооценивали параметры расстояния между галактиками. Более современные подсчеты позволяют полагать, что Вселенная бесконечна и в плане пространства, и в плане времени.
  • Тайны Вселенной, которая необъятна, кроются в самых малых ее частицах – атомах. Как мы уже говорили выше, любой участок пространства будет идентичен предыдущему по своему составу, который исследователи смогли высчитать. На 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия.
  • Факт, который, наоборот, подтверждает правильность теории постоянного расширения Вселенной, заключается в том, что на большом расстоянии от СС куда больше квазаров, которые живут более активной жизнью.

Космологические модели мира

Краткая история Вселенной запечатлена в знаменитой теории Большого взрыва. Она родилась благодаря общей теории относительности Эйнштейна, которая легла в основу разработок астрономов, сформировавших модель расширяющейся материи. Данная версия подтвердилась после того, как ученый Хаббл сопоставил расстояния между галактиками и скорость, с которой они удаляются друг от друга. Третье подтверждение последовало от Г. Гамового, который открыл реликтовое излучение. Это фоновое явление встречается во всех уголках Вселенной и является словно «эхом» эпохи взрыва.

Невероятные температуры Взрыва

Кода пытаются объяснить детям, как появился космос, говорят, что ранее он был не больше горошины, но при этом температура и давление в нем имело немыслимые показатели. В реальности краткая история Вселенной мало чем отличается от этой игрушечной модели. Возраст нашего окружающего мира приравнивают к 20 млрд. лет. В то время когда Вселенная была лишь точкой, давление в ней было 1090 кг/см3. В таких условиях зародилась гравитация. К слову, ученые считают, что данный термин не является чем-то отдельным или особенным. Гравитация – это искажение пространства, которое возникает за счет плотности материи. Это объясняет тот факт, что к твердым космическим телам прилегает атмосфера (хоть и минимальная), а газовые объекты и звезды не имеют такого поля. Так, на протяжении веков космос расширялся, формируя отдельные гравитационные поля.

Проблемы космологии

На основе концепции Большого Взрыва были построены и альтернативные модели реальности, которые, в принципе, ничем не хуже основной. Суть данного конфликта заключается в том, что сингулярность пространства в момент зарождения, изотропность в настоящем – это теория, которая может быть составлена на основе исследования СС. За пределами орбит известных нам планет совсем иные условия, которые могут быть не изотропными. Ученые вывели на основе этого три проблемы космологии, которые пока что решить невозможно, но они дают пищу к дальнейшим размышлениям и исследованиям. Ниже остановимся на них более подробно.

Состояние сингулярности

Именно такое состояние, которое, как предполагают многие, было присуще материи в начале начал, может быть лишь научной фантастикой. Невероятная плотность, искаженное пространство и время, немыслимые температуры – все это высчитали в земных условиях на бумаге, но даже в миниатюре такие опыты не удались. Потому главная проблема космологии – это отказ от сингулярности мира в момент зарождения. Скорее всего, точкой отсчета было иное состояние материи.

Отсутствие изотропности

Теоретики уверены в том, что все пространство в космосе однородное, но практика показывает, что это не так. Изучения глубин Вселенной доказывают, что в одном месте наблюдается невероятное скопление галактик, в другом пространство пустует. Конечно же, плотность материи в том и другом участке космоса не может быть одинаковой. Потому можно заявить, что Вселенная анизотропна, и ее химический состав не везде одинаков.

Закрытый или открытый космос?

Ныне для исследователей тайны Вселенной кроются в ее малых частях, которые и должны решить дальнейший исход событий. Высчитывается средняя плотность материи, и если в результате она будет превосходить критическую отметку, то космос сожмется, и вместо взрыва нас ожидает хлопок. Если же плотность ниже пограничной отметки, то Вселенная будет бесконечно расширяться, и измерить ее пространство, объем и время будет просто нереально.

Еще одна модель зарождения и развития Вселенной

Научная космология – область знаний, в рамках которой буквально каждый день совершаются новые открытия, порождаются теории, каждая из которых правдоподобна и реалистична. Помимо известной концепции Взрыва существует так называемая теория асимметрии или взаимодействия материи и антиматерии. Считается, что реликтовое излучение в космосе рождалось всегда и продолжает появляться благодаря взаимодействию вещества и антивещества. Эти же две субстанции находятся далеко не на равных положениях в космосе. Из материи состоит все, о чем мы знаем. Антиматерия для людей существует только в расчетах. Принято полагать, что в первые десять секунд существования мира произошел сбой симметрии, в ходе которого античастицы остались в меньшинстве, по сравнению с частицами, и причины тому неизвестны.

Послесловие

Космология – это область знаний, которая изучает Вселенную как единое целое. Это теоретическая наука, которая может логически объяснить различные явления в космосе, обосновать те или иные передвижения галактик и звезд.

Источник: FB.ru

от греч. ?????? – мир, Вселенная, а также строй, порядок, в противоположность хаосу, и ????? – слово, учение) – учение о Вселенной как целом и о всей охваченной астрономич. наблюдениями области Вселенной как части этого целого. К. развивалась как раздел астрономии. Нередко ее рассматривают также как раздел физики или философии. Фактически совр. К. является пограничной наукой на стыке астрономии, физики и философии. Наиболее общие положения К. имеют непосредственно филос. характер, поэтому К. являлась и является ареной борьбы мировоззрений. Первые наивные космологич. представления зародились в глубокой древности в результате попыток человека осознать свое место в мироздании. Для этих воззрений характерны антропоморфизм и антропоцентризм. Процесс становления К. происходил в порядке взаимосвязанного развития, с одной стороны, абстрактного мышления, с другой – средств и методов наблюдения. Мн. общие вопросы К. были поставлены филос. мыслью задолго до того, как стало возможным подходить к решению этих вопросов средствами астрономии и физики. Таковы, напр., вопрос о том, является ли Вселенная единым целым или множеством отд. миров, вопрос о конечности или бесконечности Вселенной, поставленные др.-греч. философами. Идея Вселенной как единого, вечного и закономерного процесса имеется уже у Гераклита (см. А5, 10; В 30, 65, 76, 90, Diels9). Первая попытка представить строение Вселенной в целом на основе наблюдат. данных – геоцентрич. система мира (см. Гелиоцентрическая и геоцентрическая системы мира). Важнейшие космологич. идеи этой системы: неподвижность и центральное положение Земли во Вселенной, пространств. ограниченность последней, коренное различие физич. природы «земного» и «небесного». Эти космологич. идеи были преодолены только гелиоцентрич. системой мира. Уже Дж. Бруно сделал из нее вывод о безграничности Вселенной; этот вывод получил физич. обоснование в теории тяготения Ньютона: статическая ограниченная Вселенная несовместима с законом всемирного тяготения. Что касается представлений о противоположности «земного» и «небесного», то оно было подорвано уже самим выводом о том, что Земля – лишь одна из планет, т.е. часть «небесного»; телескопич. открытия Галилея, закон всемирного тяготения Ньютона и спектральный анализ показали полное единство физич. законов и химич. состава «земного» и «небесного». По мере развития средств и методов астрономии расширялась охваченная наблюдениями часть Вселенной, и космич. роль Земли представлялась все более и более скромной. Системы Птолемея и Коперника (в первонач. виде) были по существу К. солнечной системы. Только постепенно выяснилось, какую исчезающе малую долю объема «звездной вселенной» – Галактики охватывает солнечная система: Солнце – лишь одна из примерно 100 млрд. звезд этой системы. Выяснение протяженности Галактики заняло ок. 150 лет. Хотя еще Райт, Ламберт и Кант в 50–60-х гг. 18 в. высказывали догадку не только о том, что все видимые звезды образуют огранич. дискообразную систему, но и о том, что существует множество таких систем, даже в нач. 20 в. среди астрономов были широко распространены представления, будто наша Галактика и есть вся материальная Вселенная (неограниченность самого пространства при этом обычно не подвергалась сомнению). Когда же было окончательно доказано, что существует огромное количество звездных систем, в общем сходных с нашей, вновь появилась тенденция лишь отодвинуть границы Вселенной, без отказа от самого понятия границы. Теперь за Вселенную принималась уже система галактик – Метагалактика. Науч. К. в своем развитии прошла два крупных этапа – ньютонианский и релятивистский. Предпосылками возникновения науч. К. был отказ от геоцентризма, создание классич. механики и открытие закона всемирного тяготения. Со времен Ньютона космологич. проблема могла ставиться уже не умозрительно, а как физич. задача. Первоначально, в связи с господством механистич. мировоззрения, она сводилась к задаче о поведении бесконечной системы масс, управляемой силами всемирного тяготения. Конкретным образом системы масс, к-рой оперировала ньютонова К., была звездная система. Начало нового, совр. этапа в развитии К. связано, с одной стороны, с созданием общей теории относительности и первых релятивистских моделей мира (1917–22), с др. стороны, с установлением звездной природы и внегалактич. положения спиральных «туманностей» (1917–24). Сопоставление теоретич. и наблюдат. выводов стало возможно после открытия Хабблом в 1929 закона красного смещения, а конкретным образом космологич. системы масс стала система галактик. Начался этот новый этап с попыток преодоления на основе новой теории тяготения тех космологич. затруднений, к-рые были унаследованы от классич. (дорелятивистской) физики (см. Космологические парадоксы). Казалось, что бесконечная Вселенная с равномерным (в среднем) распределением тяготеющих и излучающих масс (звезд) при отличной от нуля пространств. плотности масс существовать не может. Выход формально можно было искать в одном из трех направлений: либо отказаться от предположения о равномерном (хаотич.) распределении космич. масс, либо от предположения о бесконечном объеме пространства Вселенной, либо, наконец, предположить, что ньютонов закон тяготения выполняется лишь приближенно. Возможность решения проблемы в первом из этих направлений рассмотрел в 1908–22 Шарлье (в общем виде идея была выдвинута еще в 18 в. Ламбертом). Это т.н. иерархич. схема строения Вселенной, исходящая из представления о строгой закономерности строения и пространств. распределения космич. систем: определ. число звезд образует систему (галактику) первого порядка, определ. число к-рых, в свою очередь, образует систему (галактику) второго порядка, и т.д. до бесконечности. Вселенная есть система бесконечно высокого порядка сложности. Если величины, характеризующие каждую из систем (линейные размеры, массы, плотности), связаны опред. соотношениями, то такая бесконечная система свободна от космологич. парадоксов. При стремлении размеров системы к бесконечности ее плотность стремится к нулю. Однако такая схема казалась слишком искусственной. Поиски решения во втором направлении в рамках ньютоновой физики также представлялись мало обнадеживающими. Со времен Римана было известно, что безграничное пространство может быть как конечным, так и бесконечным. Однако первая из этих возможностей представлялась лишь математич. абстракцией. Идея Маха и др. о возможности пространственно конечной Вселенной не получила поэтому признания. Третью возможность рассмотрел в 1895 Нейман; он показал, что гравитац. парадокс устраняется, если предположить, что на больших расстояниях сила тяготения убывает быстрее, чем по закону обратных квадратов (или, что эквивалентно, что на больших расстояниях наряду с силами притяжения действуют еще неизвестные силы отталкивания, ослабляющие гравитац. эффекты). Однако не существовало никаких данных для обоснования таких предположений. В 1917 Эйнштейн сделал попытку применить к решению космологич. проблемы созданную им релятивистскую теорию тяготения – общую теорию относительности. Оказалось, что если исходить из предположения о статичности Вселенной, то в рамках новой теории тяготения возникают затруднения, аналогичные тем, к-рые имеют место в классич. (ньютоновой) теории. Поэтому Эйнштейн видоизменил ур-ния тяготения общей теории относительности путем введения в них т.н. космологич. члена. Это видоизменение означало предположение о существовании неизвестных сил отталкивания, сказывающихся на больших расстояниях. Решение ур-ний тяготения с космологич. членом в предположении о статистически однородном и изотропном распределении вещества дает замкнутое (конечное) пространство. Др. статич. (псевдостатич.) модель была построена де Ситтером. В 1922–24 А. А. Фридман показал, что для такого видоизменения ур-ний тяготения нет достаточных оснований: «космологический член» может соответствовать не только отталкиванию, но и притяжению и, что наиболее существенно, обычные ур-ния Эйнштейна также имеют космологич. решения, свободные от указанных затруднений. Но пространство таких моделей не является статическим, кривизна пространства со временем изменяется, пространство деформируется. После открытия Хаббла оказалось, однако, что это не недостаток, а преимущество новых моделей: Метагалактика не является статич. системой, и модели Фридмана могут рассматриваться как теоретич. объяснение эффекта «разбегания» галактик. Однако простейшие релятивистские модели, если рассматривать их как модели Вселенной в целом, приводят к принципиальным затруднениям, к-рые были использованы фидеизмом и идеализмом для «обоснования» идеи сотворения мира из ничего или первозданного хаоса, притом в очень недалеком, по астрономич. масштабам, прошлом – 2–10 млрд. лет. С т. зр. самой К. и астрономии, предположение, лежащее в основе изотропных однородных моделей, и распространенное представление, что галактика или скопление галактик является высшим, наиболее сложным структурным образованием, за к-рым следует уже непосредственно Вселенная, сильно задержало изучение строения Метагалактики. Вплоть до 40-х гг. преобладал взгляд о беспорядочном распределении галактик, а обнаружившиеся неоднородности рассматривались как неоднородности местного характера (см. Космологический постулат). Для преодоления затруднений, связанных с простейшими моделями, были сделаны попытки отказаться от основного упрощающего предположения о равномерном распределении вещества и построить более сложные – неоднородные анизотропные модели. Это задача исключит. математич. сложности. Однако уже полученные результаты показывают, что на этом пути можно, по-видимому, преодолеть все осн. затруднения совр. К. без какой-то кардинально новой физич. теории. Однако при переходе к существенно б?льшим масштабам (системе метагалактик) совр. теоретич. база К. может оказаться недостаточной, как ньютонова физика оказалась недостаточной для объяснения явлений метагалактич. масштабов. Известны также попытки найти решение космологич. проблемы вне рамок общей теории относительности. К их числу относится К. «кинематической относительности» англ. астрофизика Милна, созданная в 30-х гг. Схема Милна крайне искусственна и распространения не получила. Др. космологич. теории, напр. Иордана, также не имеют особого влияния. Значительно большей популярностью пользуется среди ученых Запада модель «стационарной Вселенной» Бонди, Голда и Хойла (1948). В наст. время она обычно рассматривается как альтернативная к релятивистским моделям «динамической Вселенной». Идея этой модели такова. Вселенная существовала и будет существовать вечно без к.-л. этапов катастрофальной эволюции. Она всегда расширялась, расширяется и будет расширяться, однако плотность вещества при этом остается неизменной за счет постоянного возникновения вещества. В первонач. варианте теории вещество возникает из ничего; в варианте, развитом Хойлом, источником вещества является физич. «творящее» поле не известной пока природы, причем тензор этого поля вводится в уравнения поля общей теории относительности. Здесь теория может рассматриваться как особый случай релятивистской космологич. теории. К. занимается также «термодинамикой Вселенной» (см. Энтропия, Тепловая смерть Вселенной). Пограничной проблемой К., космогонии, астрофизики и ядерной физики является проблема нуклеогенеза, т.е. происхождения химич. элементов. В связи с открытием античастиц в К. стала обсуждаться проблема «антимиров» – гипотетич. космич. объектов, построенных из антивещества (античастиц). Это, однако, только небольшая часть более общей проблемы симметрии Вселенной. К проблемам К. можно отнести также проблему распространенности органич. жизни во Вселенной (в наст. время это пограничная проблема К., космогонии, астрофизики и биохимии). Совр. т. зр. состоит в том, что жизнь во Вселенной хотя и не всеобщее, но далеко не исключит. явление. Ряд существующих космологич. концепций складывался под влиянием позитивизма. Это сказалось прежде всего в стремлении развивать К. независимо от философии, далее, в неосноват. претензии получить сразу и окончательно исчерпывающее решение вопроса о строении Вселенной в целом. Отсюда стремление рассматривать космологич. модели не как очередные ступеньки бесконечного процесса познания бесконечной Вселенной, а как окончат. результат, не как схематич. модели Метагалактики, а как адекватную модель всей Вселенной. Это сказалось, наконец, в игнорировании диалектич. противоречивости Вселенной. Объект К. – Вселенная – одновременно является предельно всеобщим (ибо не существует ничего, что не входило бы во Вселенную) и в то же время предельно единичным (ибо, помимо нее, вообще ничего не существует). Поэтому, напр., в общем виде вопрос о том, какие черты Вселенной являются единичными, какие особенными и какие всеобщими, без дальнейшего уточнения лишен смысла: наиболее общие свойства Вселенной – это и ее индивидуальные свойства, не присущие какому бы то ни было другому объекту. Но поскольку мы всегда наблюдаем не непосредственно к.-л. «свойства Вселенной в целом» (напр., ее протяженность или кривизну ее пространственно-временного континуума), а лишь свойства определ. космич. системы как ее части, то вопрос о разделении индивидуальных, особых и общих свойств приобретает в познании Вселенной решающее значение. Так, если Вселенная однородна, как утверждает космологич. постулат, то в зависимости от отбора данных можно получить, напр., вывод о ее конечности в пространстве или времени, о том, что возраст Вселенной в целом меньше возраста ее составных частей и т.п. Если же она неоднородна (в широком смысле), т.е. можно допустить, напр., что в каких-то др. метагалактиках действует иной закон тяготения, то это означало бы, что мы наблюдаем лишь единичные и особенные свойства космич. систем, не отражающие общих черт строения Вселенной; тогда доля познанного во Вселенной не превышает ее познанной доли и даже при сколь угодно быстром прогрессе познания мы всегда будем знать лишь бесконечно малую часть Вселенной и никогда не сможем ничего сказать о Вселенной в целом. Др. словами, мы должны были бы сделать вывод, что Вселенная как объект непознаваема, и предмета К. не существует. Диалектика состоит здесь в том, что бесконечная (в пространстве – времени и по неисчерпаемости свойств) всеохватывающая Вселенная является единством и взаимопроникновением взаимоисключающих противоположностей: однородности и неоднородности, прерывного и непрерывного, единого и многообразного, конечного и бесконечного, симметричного и несимметричного, обратимого и необратимого. Познавая конечное, мы всегда познаем и какие-то черты бесконечного, по части можем делать нек-рые выводы о целом, но не можем просто переносить свойства одного на другое. Проблемы совр. К. должны решаться общими усилиями астрономии, физики и философии. Сов. наука имеет в этом отношении определ. успехи. До недавнего времени К. уделялось у нас несравненно меньше внимания, чем др. разделам астрономии, что объясняется, во-первых, тем, что до недавнего времени в СССР отсутствовали сверхмощные инструменты, необходимые для работ в области внегалактич. астрономии. Во-вторых, в условиях догматизма, порожденного культом личности Сталина, теоретич. основа совр. К. – теория относительности – подвергалась со стороны ряда философов и отд. физиков нигилистич. критике, а релятивистская К. рассматривалась ими как всецело идеалистическая. Сейчас, когда оба эти препятствия преодолены, Сов. Союз, занимающий ведущее положение в освоении космоса, имеет также все предпосылки для того, чтобы сделать крупный шаг вперед в теоретич. осмысливании его общих закономерностей. См. такжестатьи Бесконечность, Пространство и время, Вселенная, Тяготение всемирное. Лит.: Шкловский И. С., Фотометрич. парадокс для радиоизлучения метагалактики, «Астрономич. журнал», 1953, т. 30, вып. 5, с. 495–508; Внегалактич. астрономия и К. Тр. шестого совещания по вопросам космогонии 5–7 июня 1957 г., М., 1959; Зельманов А. Л., К., БСЭ, 2 изд., т. 23; его же, К., в сб.: Астрономия в СССР за тридцать лет (1917–1947), М.–Л., 1948 (имеется библ.); его же, К постановке космологич. проблемы, в кн.: Тр. второго съезда Всесоюзного астрономо-геодезич. об-ва 25–31 янв. 1955 г., М., 1960; Hаан Г. И., О совр. состоянии космологич. науки, в кн.: Вопр. космогонии, т. 6, М., 1958; его же, О бесконечности Вселенной, «Вопр. философии», 1961, No 6; Mак-Витти Г. К., Общая теория относительности и К., М., 1961; Ландау Л. Д. и Лифшиц Е. М., Теория поля, 4 изд., М., 1962; Амбарцумян В. ?., Проблемы внегалактич. исследований, в сб.: Вопр. космогонии, т. 8, М., 1962, с. 3–26; Robertson H. P., Relativistic cosmology, «Rev. of Modern Physics», 1933, v. 5, No 1; ?olman R. С., Relativity, thermodynamics and cosmology, Oxf., 1934; Heckmann O. H. L., Sch?cking ?., Newtonsche und Einsteinsche Kosmologie,, Handbuch der Physik, hrsg. von S. Fl?gge, Bd 53, В.–G?tt.–Hdlb., 1959; ?ondi ?., Cosmology, 2 ed., Camb., 1960. Г. Haaн. Таллин.

Источник: terme.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.