Космология это в философии


Современная космология — это раздел астрономии, в котором объединены данные физики и математики, а также универсальные философские принципы, поэтому она представляет собой синтез научных и философских знаний. Такой синтез в космологии необходим, поскольку размышления о происхождении и устройстве Вселенной эмпирически трудно проверяемы и чаще всего существуют в виде теоретических гипотез или математических моделей. Космологические исследования обычно развиваются от теории к практике, от модели к эксперименту, и здесь исходные философские и общенаучные установки приобретают большое значение. По этой причине космологические модели существенно различаются между собой — в их основе зачастую лежат противоположные исходные философские принципы. В свою очередь, любые космологические выводы также влияют на общефилософские представления об устройстве Вселенной, т.е. изменяют фундаментальные представления человека о мире и самом себе.

Важнейший постулат современной космологии заключается в том, что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, могут быть экстраполированы на гораздо более широкие области, а в конечном счете и на всю Вселенную. Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы положены в их основу. Построенные на их базе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, а выводы теории — подтверждаться наблюдениями или во всяком случае не противоречить им.


Уже древние мудрецы задавались вопросом о происхождении и устройстве Вселенной. Их взгляды и идеи были неотъемлемым компонентом философских систем древности. Эти первые космологические идеи, сохранившиеся до наших дней в виде мифов, основывались на астрономических наблюдениях. Жрецам Вавилона, Египта, Индии и Китая удалось точно вычислить продолжительность года, повторяемость солнечных и лунных затмений. Наблюдая за небесными телами, они смогли выявить две группы небесных тел: подвижные и неподвижные. Множество звезд долгое время считались неподвижными объектами. К числу подвижных тел относились Луна, Солнце и пять известных в то время планет, названных именами богов (впервые это было сделано в Вавилоне, сегодня же мы используем в качестве названий планет имена римских богов) — Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. В их честь неделя была разделена на семь дней, каждый из которых в существующей и сегодня астрологической традиции связан с одним из подвижных тел. Из наблюдения видимого движения Солнца по небесной сфере были открыты двенадцать так называемых зодиакальных созвездий.


После того как появилась философия, пришедшая вместе с наукой на смену мифологии, ответ на «вечные» вопросы стали искать в основном в рамках философских концепций. В античности появилось несколько интересных космологических моделей Вселенной, принадлежащих Пифагору, Демокриту, Платону. Тогда же возникли и первые гелиоцентрические модели Вселенной. Так, Гераклид Понтийский признавал суточное вращение Земли и ее движение вокруг покоящегося Солнца. Аристарх Самосский выдвигал идею о том, что Земля вращается по окружности, центром которой служит Солнце. Но гелиоцентрические идеи были отвергнуты большинством античных мыслителей, и общепризнанным итогом античной космологии стала геоцентрическая концепция, сформулированная Аристотелем и усовершенствованная Птолемеем. Данная модель просуществовала в течение всего Средневековья. Она была очень сложной, так как для компенсации видимого движения планет, совершающих петлеобразные движения, пришлось ввести систему деферентов и эпициклов.

С приходом Нового времени философия уступила свое первенство в создании космологических моделей науке, которая добилась особенно больших успехов в XX в., перейдя от различных догадок к достаточно обоснованным фактам, гипотезам и теориям. Первым результатом стало появление в XVI в. гелиоцентрической модели Вселенной, автором которой стал Николай Коперник. В этой модели Вселенная все еще представляла собой замкнутую сферу, в центре которой находилось Солнце, а вокруг него вращались планеты, в том числе и Земля.


Успехи космологии и космогонии в XVIII—XIX вв. завершились созданием классической полицентрической картины мира, ставшей начальным этапом развития научной космологии. Данная модель достаточно проста и понятна. Вселенная считается бесконечной в пространстве и во времени, иными словами, вечной. Основным законом, управляющим движением и развитием небесных тел, является закон всемирного тяготения. Пространство никак не связано с находящимися в нем телами, играя пассивную роль вместилища для этих тел. Время также не зависит от материи, являясь универсальной длительностью всех природных явлений и тел. Исчезни вдруг все тела, пространство и время сохранились бы неизменными. Количество звезд, планет и звездных систем во Вселенной бесконечно велико. Каждое небесное тело проходит длительный жизненный путь. На смену погибшим, точнее, погасшим, звездам приходят новые, молодые светила. Хотя детали возникновения и гибели небесных тел оставались неясными, в основном эта модель казалась стройной и логически непротиворечивой. В таком виде классическая полицентрическая модель просуществовала в науке вплоть до начала XX в.

Однако в данной модели Вселенной было несколько недостатков. Закон всемирного тяготения объяснял центростремительное ускорение планет, но не говорил, откуда взялось стремление планет, а также любых материальных тел двигаться равномерно и прямолинейно. Для объяснения инерциального движения пришлось допустить существование в ней божественного «первотолчка», приведшего в движение все материальные тела. Кроме того, для коррекции орбит космических тел также допускалось вмешательство Бога. Таким образом, классическая полицентрическая модель Вселенной лишь частично носила научный характер, она не смогла дать научного объяснения происхождения Вселенной и поэтому была.


Новая модель Вселенной была создана в 1917 г. А. Эйнштейном. Ее основу составила релятивистская теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн отказался от постулатов абсолютности и бесконечности пространства и времени, однако сохранил принцип стационарности, неизменности Вселенной во времени и ее конечности в пространстве. Свойства Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяются распределением в ней гравитационных масс, Вселенная безгранична, но при этом замкнута в пространстве. Согласно этой модели, пространство однородно и изотропно, т.е. во всех направлениях имеет одинаковые свойства, материя распределена в нем равномерно, время бесконечно, а его течение не влияет на свойства Вселенной. На основании проведенных расчетов Эйнштейн сделал вывод, что мировое пространство представляет собой четырехмерную сферу.

При этом не следует представлять себе данную модель Вселенной в виде обычной сферы. Сферическое пространство есть сфера, но сфера четырехмерная, не поддающаяся наглядному представлению.
аналогии можно сделать вывод, что объем такого пространства конечен, как конечна поверхность любого шара, ее можно выразить конечным числом квадратных сантиметров. Поверхность всякой четырехмерной сферы также выражается конечным числом кубометров. Такое сферическое пространство не имеет границ, и в этом смысле оно безгранично. Летя в таком пространстве в одном направлении, мы в конце концов вернемся в исходную точку. Но в то же время муха, ползущая по поверхности шара, нигде не найдет границ и преград, запрещающих ей двигаться в любом избранном направлении. В этом смысле поверхность любого шара безгранична, хотя и конечна, т.е. безграничность и бесконечность — это разные понятия.

Итак, из расчетов Эйнштейна следовало, что наш мир является четырехмерной сферой. Объем такой Вселенной может быть выражен хотя и очень большим, но все же конечным числом кубометров. В принципе можно облететь всю замкнутую Вселенную, двигаясь все время в одном направлении. Такое воображаемое путешествие подобно земным кругосветным путешествиям. Но конечная по объему Вселенная в то же время безгранична, как не имеет границ поверхность любой сферы. Вселенная Эйнштейна содержит хотя и большое, но все же конечное число звезд и звездных систем, а поэтому к ней неприменимы фотометрический и гравитационный парадоксы. В то же время призрак тепловой смерти тяготеет и над Вселенной Эйнштейна. Такая Вселенная, конечная в пространстве, неизбежно идет к своему концу во времени. Вечность ей не присуща.


Таким образом, несмотря на новизну и даже революционность идей, Эйнштейн в своей космологической теории ориентировался на привычную классическую мировоззренческую установку статичности мира. Его более привлекал гармоничный и устойчивый мир, нежели мир противоречивый и неустойчивый.

Модель Вселенной Эйнштейна стала первой космологической моделью, базирующейся на выводах общей теории относительности. Это связано с тем, что именно тяготение определяет взаимодействие масс на больших расстояниях. Поэтому теоретическим ядром современной космологии выступает теория тяготения — общая теория относительности. Эйнштейн допускал в своей космологической модели наличие некой гипотетической отталкивающей силы, которая должна была обеспечить стационарность, неизменность Вселенной. Однако последующее развитие естествознания внесло существенные коррективы в это представление.

Пять лет спустя, в 1922 г., советский физик и математик А. Фридман на основе строгих расчетов показал, что Вселенная Эйнштейна не может быть стационарной, неизменной. При этом Фридман опирался на сформулированный им космологический принцип, который строится на двух предположениях: об изотропности и однородности Вселенной. Изотропность Вселенной понимается как отсутствие выделенных направлений, одинаковость Вселенной по всем направлениям. Однородность Вселенной понимается как одинаковость всех точек Вселенной: мы можем проводить наблюдения в любой из них и везде увидим изотропную Вселенную.


Фридман на основе космологического принципа доказал, что уравнения Эйнштейна имеют и другие, нестационарные решения, согласно которым Вселенная может либо расширяться, либо сжиматься. При этом речь шла о расширении самого пространства, т.е. об увеличении всех расстояний мира. Вселенная Фридмана напоминала раздувающийся мыльный пузырь, у которого и радиус, и площадь поверхности непрерывно увеличиваются.

Первоначально модель расширяющейся Вселенной носила гипотетический характер и не имела эмпирического подтверждения. Однако в 1929 г. американский астроном Э. Хаббл обнаружил эффект «красного смещения» спектральных линий (смещение линий к красному концу спектра). Это было истолковано как следствие эффекта Допплера — изменение частоты колебаний или длины волн из-за движения источника волн и наблюдателя по отношению друг к другу. «Красное смещение» было объяснено как следствие удаления галактик друг от друга со скоростью, возрастающей с расстоянием. Хаббл в 1929 г. вывел прямую линию на графике зависимости скоростей далеких галактик от расстояния до них, сформулировав так называемый закон Хаббла: согласно ему, скорости удаления v галактик возрастают пропорционально расстоянию до них: v= Н r, где Н — постоянная Хаббла. Сейчас считается, что H = 75 км/(с • Мпк). Согласно последним измерениям увеличение скорости расширения составляет примерно 55 км/с на каждый миллион парсек.

В результате своих наблюдений Хаббл обосновал представление, что Вселенная — это мир галактик, что наша Галактика — не единственная в ней, что существует множество галактик, разделенных между собой огромными расстояниями. Вместе с тем Хаббл пришел к выводу, что межгалактические расстояния не остаются постоянными, а увеличиваются. Таким образом, в естествознании появилась концепция расширяющейся Вселенной.


Какое же будущее ждет нашу Вселенную? Фридман предложил три модели развития Вселенной.

В первой модели Вселенная расширяется медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого Вселенная начинала сжиматься. В этой модели пространство искривляется, замыкаясь на себя, образуя сферу.

Во второй модели Вселенная расширялась бесконечно, а пространство искривлено как поверхность седла и при этом бесконечно.

В третьей модели Фридмана пространство плоское и тоже бесконечное.

По какому из этих трех вариантов идет эволюция Вселенной, зависит от отношения гравитационной энергии к кинетической энергии разлетающегося вещества.

Если кинетическая энергия разлета вещества преобладает над гравитационной энергией, препятствующей разлету, то силы тяготения не остановят разбегания галактик, и расширение Вселенной будет носить необратимый характер. Этот вариант динамичной модели Вселенной называют открытой Вселенной.

Если же преобладает гравитационное взаимодействие, то темп расширения со временем замедлится до полной остановки, после чего начнется сжатие вещества вплоть до возврата Вселенной в исходное состояние сингулярности (точечный объем с бесконечно большой плотностью). Такой вариант модели назван осциллирующей, или закрытой, Вселенной.


В граничном случае, когда силы гравитации точно равны энергии разлета вещества, расширение не прекратится, но его скорость со временем будет стремиться к нулю. Через несколько десятков миллиардов лет после начала расширения Вселенной наступит состояние, которое можно назвать квазистационарным. Теоретически возможна и пульсация Вселенной.

Наблюдаемое нами разбегание галактик есть следствие расширения пространства замкнутой конечной Вселенной. При таком расширении пространства все расстояния во Вселенной увеличиваются подобно тому, как растут расстояния между пылинками на поверхности раздувающегося мыльного пузыря. Каждую из таких пылинок, как и каждую из галактик, можно с полным правом считать центром расширения. Когда Э. Хаббл показал, что далекие галактики разбегаются друг от друга со все возрастающей скоростью, был сделан однозначный вывод о том, что наша Вселенная расширяется. Но расширяющаяся Вселенная — это изменяющаяся Вселенная, мир со всей своей историей, имеющий начало и конец. Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Получается, что оно не менее 10 млрд. и не более 19 млрд. лет. Наиболее вероятным временем существования расширяющейся Вселенной считают 15 млрд. лет. Таков приблизительный возраст нашей Вселенной.


В настоящее время существует несколько космологических моделей, объясняющих отдельные аспекты возникновения материи во Вселенной, но они не объясняют причин и процесса рождения самой Вселенной. Из всей совокупности современных космологических теорий только теория Большого взрыва Г. Гамова смогла к настоящему времени удовлетворительно объяснить почти все факты, связанные с этой проблемой. Основные черты модели Большого взрыва сохранились до сих пор, хотя и были позже дополнены теорией инфляции, или теорией раздувающейся Вселенной, разработанной американскими учеными А. Гутом и П. Стейн-хардтом и дополненной советским физиком А.Д. Линде.

В 1948 г. выдающийся американский физик русского происхождения Г. Гамов выдвинул предположение, что физическая Вселенная образовалась в результате гигантского взрыва, происшедшего примерно 15 млрд. лет тому назад. Тогда все вещество и вся энергия Вселенной были сконцентрированы в одном крохотном сверхплотном сгустке. Если верить математическим расчетам, то в начале расширения радиус Вселенной был и вовсе равен нулю, а ее плотность равна бесконечности. Это начальное состояние называется сингулярностью — точечный объем с бесконечной плотностью. Известные законы физики в сингулярности не работают. В этом состоянии теряют смысл понятия пространства и времени, поэтому бессмысленно спрашивать, где находилась эта точка. Также современная наука ничего не может сказать о причинах появления такого состояния.

Тем не менее, согласно принципу неопределенности Гейзенберга вещество невозможно стянуть в одну точку, поэтому считается, что Вселенная в начальном состоянии имела определенную плотность и размеры. По некоторым подсчетам, если все вещество наблюдаемой Вселенной, которое оценивается примерно в 1061 г, сжать до плотности 1094 г/см3, то оно займет объем около 10-33 см3. Ни в какой электронный микроскоп разглядеть ее было бы невозможно. Долгое время ничего нельзя было сказать о причинах Большого взрыва и переходе Вселенной к расширению. Но сегодня появились некоторые гипотезы, пытающиеся объяснить эти процессы. Они лежат в основе инфляционной модели развития Вселенной.

Основная идея концепции Большого взрыва состоит в том, что Вселенная на ранних стадиях возникновения имела неустойчивое вакуумоподобное состояние с большой плотностью энергии. Эта энергия возникла из квантового излучения, т.е. как бы из ничего. Дело в том, что в физическом вакууме отсутствуют фиксируемые частицы, поля и волны, но это не безжизненная пустота. В вакууме имеются виртуальные частицы, которые рождаются, имеют мимолетное бытие и тут же исчезают. Поэтому вакуум «кипит» виртуальными частицами и насыщен сложными взаимодействиями между ними. Причем, энергия, заключенная в вакууме, располагается как бы на его разных этажах, т.е. имеется феномен разностей энергетических уровней вакуума.

Пока вакуум находится в равновесном состоянии, в нем существуют лишь виртуальные (призрачные) частицы, которые занимают в долг у вакуума энергию на короткий промежуток времени, чтобы родиться, и быстро возвращают позаимствованную энергию, чтобы исчезнуть. Когда же вакуум по какой-либо причине в некоторой исходной точке (сингулярности) возбудился и вышел из состояния равновесия, то виртуальные частицы стали захватывать энергию без отдачи и превращались в реальные частицы. В конце концов в определенной точке пространства образовалось огромное множество реальных частиц вместе со связанной ими энергией. Когда же возбужденный вакуум разрушился, то высвободилась гигантская энергия излучения, а суперсила сжала частицы в сверхплотную материю. Экстремальные условия «начала», когда даже пространство-время было деформировано, предполагают, что и вакуум находился в особом состоянии, которое называют «ложным» вакуумом. Оно характеризуется энергией предельно высокой плотности, которой соответствует предельно высокая плотность вещества. В этом состоянии вещества в нем могут возникать сильнейшие напряжения, отрицательные давления, равносильные гравитационному отталкиванию такой величины, что оно вызвало безудержное и стремительное расширение Вселенной — Большой взрыв. Это и было первотолчком, «началом» нашего мира.

С этого момента начинается стремительное расширение Вселенной, возникают время и пространство. В это время идет безудержное раздувание «пузырей пространства», зародышей одной или нескольких вселенных, которые могут отличаться друг от друга своими фундаментальными константами и законами. Один из них стал зародышем нашей Метагалактики.

По разным оценкам, период «раздувания», идущий по экспоненте, занимает невообразимо малый промежуток времени — до 1033 с после «начала». Он называется инфляционным периодом. За это время размеры Вселенной увеличились в 1050 раз, от миллиардной доли размера протона до размеров спичечного коробка.

К концу фазы инфляции Вселенная была пустой и холодной, но когда инфляция иссякла, Вселенная вдруг стала чрезвычайно «горячей». Этот всплеск тепла, осветивший космос, обусловлен огромными запасами энергии, заключенными в «ложном» вакууме. Такое состояние вакуума очень неустойчиво и стремится к распаду. Когда распад завершается, отталкивание исчезает, заканчивается и инфляция. А энергия, связанная в виде множества реальных частиц, высвободилась в виде излучения, мгновенно нагревшего Вселенную до 1027 К. С этого момента Вселенная развивалась согласно стандартной теории «горячего» Большого взрыва.

Адронная эрапродолжалась 10-7 с. На этом этапе температура понижается до 1013 К. При этом появляются все четыре фундаментальных взаимодействия, прекращается свободное существование кварков, они сливаются в адроны, важнейшими среди которых являются протоны и нейтроны. Наиболее значимым событием стало глобальное нарушение симметрии, которое произошло в первые мгновения существования нашей Вселенной. Число частиц оказалось чуть больше, чем число античастиц. Причины такой асимметрии точно неизвестны до сих пор. В общем плазмоподобном сгустке на каждый миллиард пар частиц и античастиц на одну частицу оказывалось больше, ей не хватало пары для аннигиляции. Это и определило дальнейшее появление вещественной Вселенной с галактиками, звездами, планетами и разумными существами на некоторых из них.

Лептонная эрапродолжалась до 1 с после начала. Температура Вселенной понизилась до 1010 К. Главными ее элементами были лептоны, которые участвовали во взаимных превращениях протонов и нейтронов. В конце этой эры вещество стало прозрачным для нейтрино, они перестали взаимодействовать с веществом и с тех пор дожили до наших дней.

Эра излучения (фотонная эра)продолжалась 1 млн. лет. За это время температура Вселенной снизилась с 10 млрд. К до 3000 К. На протяжении данного этапа происходили важнейшие для дальнейшей эволюции Вселенной процессы первичного нуклеосинтеза — соединение протонов и нейтронов (их было примерно в 8 раз меньше, чем протонов) в атомные ядра. К концу этого процесса вещество Вселенной состояло на 75% из протонов (ядер водорода), около 25% составляли ядра гелия, сотые доли процента пришлись на дейтерий, литий и другие легкие элементы, после чего Вселенная стала прозрачной для фотонов, так как излучение отделилось от вещества и образовало то, что в нашу эпоху называется реликтовым излучением.

Затем почти 500 тысяч лет не происходило никаких качественных изменений — шло медленное остывание и расширение Вселенной. Вселенная, оставаясь однородной, становилась все более разреженной. Когда она остыла до 3000 К, ядра атомов водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться при этом в нейтральные атомы водорода и гелия. В итоге образовалась однородная Вселенная, представлявшая собой смесь трех почти не взаимодействующих субстанций: барионного вещества (водород, гелий и их изотопы), лептонов (нейтрино и антинейтрино) и излучения (фотоны). К этому времени уже не было высоких температур и больших давлений. Казалось, в перспективе Вселенную ждет дальнейшее расширение и остывание, образование «лептонной пустыни» — что-то вроде тепловой смерти. Но этого не случилось; напротив, произошел скачок, создавший современную структурную Вселенную, который, по современным оценкам, занял от 1 до 3 миллиардов лет.

После Большого взрыва образовавшееся вещество и электромагнитное поле были рассеяны и представляли собой газопылевое облако и электромагнитный фон. Спустя I млрд. лет после начала образования Вселенной стали появляться галактики и звезды. К этому времени вещество уже успело охладиться, и в нем стали возникать стабильные флуктуации плотности, равномерно заполнявшие космос. В сформировавшейся материальной среде появлялись и получали развитие случайные уплотнения вещества. Силы тяготения внутри таких уплотнений проявляют себя заметнее, чем за их границами. Поэтому, несмотря на общее расширение Вселенной, вещество в уплотнениях притормаживается, а его плотность начинает постепенно возрастать. Продолжая сжиматься и теряя при этом энергию на излучение, уплотнившееся вещество в результате своей эволюции превращалось в современные галактики. Появление подобных уплотнений и стало началом рождения крупномасштабных космических структур — галактик, а затем и отдельных звезд.

Итак, первым условием появления галактик во Вселенной стало появление случайных скоплений и сгущений вещества в однородной Вселенной. Впервые подобная мысль была высказана И. Ньютоном, который утверждал, что если бы вещество было равномерно рассеяно по бесконечному пространству, то оно никогда бы не собралось в единую массу. Оно собиралось бы частями в разных местах бесконечного пространства. Данная идея Ньютона стала одним из краеугольных камней современной космогонии.

Второе условие появления галактик — наличие малых возмущений, флуктуаций вещества, ведущих к отклонению от однородности и изотропности пространства. Именно флуктуации и стали теми «затравками», которые привели к появлению более крупных уплотнений вещества. Эти процессы можно представить по аналогии с процессами образования облаков в атмосфере Земли. Известно, что водяной пар конденсируется на крохотных частичках — ядрах конденсации.

В середине XX в. были проведены расчеты, описывающие поведение таких сгущений. В частности, было доказано, что в расширяющейся Вселенной участки среды с большей плотностью расширяются медленнее, чем Вселенная в целом. Эти области постепенно отстают в расширении от остальной Вселенной, и в какой-то момент времени они совсем перестают расширяться. Изолированные участки вещества, как правило, очень велики по массе: она составляет в среднем 1015—1016 масс Солнца. Данные массы под действием гравитации начинают сжиматься, причем, происходит это весьма своеобразно — анизотропно. Вначале исходные объекты имеют форму куба, а затем сжимаются в пластинку — «блин». Первоначально изолированные друг от друга плоские «блины» очень скоро вырастают в плотные слои. Эти слои пересекаются, и в процессе их взаимодействия образуется ячеисто-сетчатая структура, где стенками огромных пустот служат «блины». Отдельный «блин» представляет собой сверхскопление галактик и имеет уплощенную форму. Эти первичные сгустки, продолжая сжиматься, становятся сферически симметричными. Кроме того, внутри себя они одновременно фрагментируются на звезды.

Существуют предположения относительно того, почему чаще встречаются спиральные галактики (их около 80%), чем галактики других типов (эллиптические и неправильные). Возможно, спиральные галактики образуются в результате слияния протогалактик в скоплениях. Вначале образуется объект неправильной формы, затем за несколько сотен миллионов лет (немного по космическим меркам) неровности сглаживаются, и образуется массивная эллиптическая галактика. Постепенно в результате вращения такой галактики может образовываться дискообразная структура, которая со временем будет приобретать облик спиральной галактики. Подтверждением этой точки зрения является наличие галактик переходного типа, занимающих промежуточное положение между спиральными и эллиптическими галактиками.

Также есть предположение, почему в скоплениях галактик присутствует одна гигантская галактика, а остальные — мелкие. Считается, что вначале гигантская галактика лишь немного превосходила по своим размерам соседние галактики. Но по мере того, как галактика двигалась по спиральной траектории к центру скопления, она заглатывала более мелкие системы.

Были выдвинуты гипотезы, объясняющие вращение галактик. Сегодня считается, что на ранних стадиях эволюции протогалактики были гораздо больше, чем сейчас. Кроме того, космологическое расширение не успело их разогнать далеко друг от друга, поэтому между ними возникали значительные гравитационные силы. Эти силы принимали вид приливных взаимодействий, которые и вызывали вращение галактик.

Галактики существуют в виде групп (несколько галактик), скоплений (сотни галактик) и облаков скоплений (тысячи галактик). Одиночные галактики во Вселенной встречаются очень редко. Средние расстояния между галактиками в группах и скоплениях в 10—20 раз больше, чем размеры самых крупных галактик. Гигантские галактики имеют размеры до 18 млн. световых лет. Наиболее удаленные из наблюдаемых ныне галактик находятся на расстоянии 10 млрд. световых лет. Свет этих звезд идет к нам миллионы лет, поэтому мы наблюдаем их такими, какими они были много световых лет назад. Пространство между галактиками заполнено газом, пылью и разного рода излучениями. Основное вещество, составляющее межзвездный газ, — водород, на втором месте — гелий. Следует отметить, что водород и гелий — наиболее распространенные вещества не только в межзвездном пространстве, но и вообще во Вселенной.

Наша Галактика — Млечный путь — имеет форму диска с выпуклостью в центре — ядром, от которого отходят спиралевидные рукава. Ее толщина — 1,5 тыс. световых лет, а диаметр — 100 тыс. световых лет. Возраст нашей Галактики составляет около 15 млрд. лет. Она вращается довольно сложным образом: значительная часть ее галактической материи вращается дифференциально, как планеты вращаются вокруг Солнца, не обращая внимания на то, по каким орбитам движутся другие, достаточно далекие космические тела, и скорость вращения этих тел уменьшается с увеличением их расстояния от центра. Другая часть диска нашей Галактики вращается твердотельно, как музыкальный диск, крутящийся на проигрывателе. В этой части галактического диска угловая скорость вращения одинакова для любой точки. Наше Солнце находится в таком участке Галактики, в котором скорости твердотельного и дифференциального вращения равны. Такое место называется коротационным кругом. В нем создаются особые, спокойные и стационарные условия для процессов звездообразования.

Звезды рождаются из космического вещества в результате его конденсации под действием гравитационных, магнитных и других сил. Под влиянием сил всемирного тяготения из газового облака образуется плотный шар — протозвезда, эволюция которой проходит три этапа.

Первый этап эволюции связан с обособлением и уплотнением космического вещества. Второй представляет собой стремительное сжатие протозвезды. В какой-то момент давление газа внутри про-тозвезды возрастает, что замедляет процесс ее сжатия, однако температура во внутренних областях пока остается недостаточной для начала термоядерной реакции. На третьем этапе протозвезда продолжает сжиматься, а ее температура — повышаться, что приводит к началу термоядерной реакции. Давление газа, вытекающего из звезды, уравновешивается силой притяжения, и газовый шар перестает сжиматься. Образуется равновесный объект — звезда. Такая звезда является саморегулирующейся системой. Если температура внутри не повышается, то звезда раздувается. В свою очередь, остывание звезды приводит к ее последующему сжатию и разогреванию, ядерные реакции в ней ускоряются. Таким образом, температурный баланс оказывается восстановлен. Процесс преобразования протозвезды в звезду растягивается на миллионы лет, что сравнительно немного по космическим масштабам.

Рождение звезд в галактиках происходит непрерывно. Этот процесс компенсирует также непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому галактики состоят из старых и молодых звезд. Самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, их возраст сравним с возрастом галактики. Эти звезды формировались, когда про-тогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки. Молодые звезды (возраст около 100 тыс. лет) существуют за счет энергии гравитационного сжатия, которая разогревает центральную область звезды до температуры 10—15 млн. К и «запускает» термоядерную реакцию преобразования водорода в гелий. Именно термоядерная реакция является источником собственного свечения звезд.

Большое значение для характеристики звезд имеетдиаграмма Герцшпрунга — Рассела, которая показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью,спектральным классом и температурой поверхности звезды. Соответственно, диаграмму можно использовать для классификации звёзд и иллюстрации представлений о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу — особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

С момента начала термоядерной реакции, превращающей водород в гелий, звезда типа нашего Солнца переходит на так называемую главную последовательность диаграммы, в соответствии с которой будут изменяться с течением времени характеристики звезды: ее светимость, температура, радиус, химический состав и масса. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка — расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента звезда выходит на завершающий этап своей жизни. Наше Солнце это ждет примерно через 8 млрд. лет. При этом его размеры увеличатся до орбиты Меркурия, а может быть, и до орбиты Земли, так что от планет земной группы ничего не останется (или останутся оплавленные камни).

Для красного гиганта характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура. При этом в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов и непрерывной потере красным гигантом вещества, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так, только за один год Солнце, находясь в стадии красного гиганта, может потерять одну миллионную часть своего веса. Всего за десять — сто тысяч лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро, и звезда становится белым карликом. Таким образом, белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта, а затем сбрасывает остатки оболочки, поверхностных слоев, которые образуют планетарную туманность, окружающую звезду.

Белые карлики невелики по своим размерам — их диаметр даже меньше диаметра Земли, хотя их масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр его вещества весит больше тонны. Тем не менее, это вещество является газом, хотя и чудовищной плотности. Вещество, из которого состоит белый карлик, — очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов.

В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды. В основном эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время их охлаждения — сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его меняется от белого к желтому, а затем — к красному. Наконец, он превращается в черный карлик — мертвую холодную маленькую звезду размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Несколько иначе развиваются более массивные звезды. Они живут всего несколько десятков миллионов лет. В них очень быстро выгорает водород, и они превращаются в красные гиганты всего за 2,5 млн. лет. При этом в их гелиевом ядре температура повышается до нескольких сотен миллионов градусов. Такая температура дает возможность для протекания реакций углеродного цикла (слияние ядер гелия, приводящее к образованию углерода). Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д. вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается, и температура в нем поднимается до 3—10 млрд. градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа — самого устойчивого во всей последовательности химического элемента. Более тяжелые химические элементы — от железа до висмута также образуются в недрах красных гигантов, в процессе медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а, наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется.

Образование же наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположительно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые или сверхновые звезды, которыми становятся некоторые красные гиганты. В зашлакованной звезде нарушается равновесие, электронный газ более не способен противостоять давлению ядерного газа. Наступает коллапс — катастрофическое сжатие звезды, она «взрывается внутрь». Но если отталкивание частиц или какие-либо другие причины все же останавливают этот коллапс, происходит мощный взрыв — вспышка сверхновой звезды. Одновременно при этом в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, но и до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз. Так, был зафиксирован взрыв сверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она видна днем, как Венера, в течение 23 дней. В наше время астрономы выяснили, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения.

Взрыв сверхновой звезды сопровождается выделением чудовищного количества энергии. При этом рождаются космические лучи, намного повышающие естественный радиационный фон и нормальные дозы космического излучения. Так, астрофизики подсчитали, что примерно раз в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в непосредственной близости от Солнца, повышая естественный фон в 7 тысяч раз. При взрыве сверхновых идет сброс всей внешней оболочки звезды вместе с накопившимися в ней «шлаками» — химическими элементами, результатами деятельности нуклеосинтеза. Поэтому межзвездная среда сравнительно быстро обретает все известные на сегодняшний день химические элементы тяжелее гелия. Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака примесь тяжелых элементов.

Хотя появление крупномасштабных структур во Вселенной привело к образованию множества разновидностей галактик и звезд, среди которых есть совершенно уникальные объекты, все же с точки зрения дальнейшей эволюции Вселенной особое значение имело появление звезд — красных гигантов. Именно в этих звездах в ходе процессов звездного нуклеосинтеза появилось большинство элементов таблицы Менделеева. Это открыло возможность для новых усложнений вещества. В первую очередь, появилась возможность образования планет и появления на некоторых из них жизни и, возможно, разума. Поэтому образование планет стало следующим этапом в эволюции Вселенной.

Источник: studopedia.ru

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 бóльшим 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.

Источник: dic.academic.ru

Понятие космологии с точки зрения науки

Космология — это наука, которая объединяет астрофизику и астрономию. Данные для нее получают путем наблюдения за астрономическими изменениями во Вселенной. Для этого применяются законы относительности, которые были приняты ещё самим Альбертом Эйнштейном. Уже в 20-х годах XX века эта наука была отнесена к классу точных, до этого она считалась частью философских учений. Современная космология на сегодняшний день становится очень популярной. Она объединяет в себе новые открытия в сфере физики, астрономии, астрологии и философии. Последним достижением является так называемая теория Большого взрыва, согласно которой наша Вселенная меняется в своих размерах из-за высокой плотности и температуры.

Исторические аспекты становления данной науки

Ещё в начале XX века, перед тем как заявить о своем открытии, учёный должен был не только теоретически, но и практически доказать уникальность результатов. Но вернемся в древние века, когда люди только начинали делать свои первые шаги в астрономии. Ещё в Древнем Египте, Китае, Индии, Греции ученые занимались наблюдением за небесными явлениями. Благодаря этому был создан лунный календарь, по которому очень длительное время ориентировались жители Земли.

Античная космология была основана на различных мифах и легендах. Аристотель был основателем теории гомоцентрических сфер: наша планета лежит на поверхности полой сферы, центр которой является центром Земли. Именно поэтому тогда была очень популярна модель божественного происхождения Земли. В дальнейшем происходило изменение учений с каждым последующим веком. Древние физики утверждали, что вокруг Земли происходит движение планет, а сама она находится непосредственно в центре самой Вселенной. Однако все это было лишь теорией, практических подтверждений на тот момент не было.

Современное развитие космологии как науки

Лишь в XV веке Николаю Копернику удалось обобщить все существовавшие на тот момент знания. Согласно его теории, в центре нашей Вселенной находится Солнце, вокруг которого постоянно движутся планеты, в том числе и Земля с Луной. В основу своей теории Коперник положил утверждения таких учёных, как Аристарх Самосский, Леонардо да Винчи, Гераклит и Кузо.

Ещё один большой шаг в развитии этой науки был сделан Кеплером. Он создал свои известные три теории, которые в дальнейшем использовал Исаак Ньютон для своих законов динамики. Именно благодаря этим законам люди увидели абсолютно другой подход к движению планет во Вселенной. Таким образом, можно сделать вывод, что космология и физика были очень тесно связаны между собой. Космология кратко дает общие понятия процессов, происходящих в нашей Вселенной.

Основные концептуальные взгляды космологии

Ещё древние люди искали ответ на вопрос: «Какое место наш окружающий мир занимает в самой Вселенной?» В Библии было написано, что наша Вселенная в самом начале была абсолютно невидимой и непримечательной. Эйнштейн утверждал, что Вселенная не движется и находится в стационарном положении. Однако позднее ученый Фридман доказал, что за счёт определенного движения происходит ее постепенное сужение и расширение. С помощью результатов исследований, полученных астрономом Хабблом, были с точностью измерены расстояния до галактик. Именно благодаря его открытиям и возникла так называемая теория Большого взрыва.

Основы теории Большого взрыва

Согласно ее положениям, начинать отсчет возраста Вселенной нужно с момента ядерного взрыва. Таким образом, ученые получили результат в 13 млрд лет. На сегодняшний день положения астрофизики для космологии имеют только теоретический аспект. В первые секунды после Большого взрыва произошло развитие частиц под названием «кванты», затем спустя время стали появляться кварки, которые имели разные виды взаимодействий. Лишь спустя 0,01 с после взрыва начали свое развитие различные звёзды, галактики и собственно сама Солнечная система.

Что изучает космология?

Это наука, которая объединяет знания по физике, математике, астрономии и философии. Космология изучает Вселенную как одно целое. В её основе лежит изучение появления всех небесных тел (планеты, Солнце, Луна, метеориты и т. д.), а также звездных скоплений. Теоретические утверждения космологии почерпнуты из астрономии, в некоторых случаях даже из геологии, а практические — из физики.

Понятие Вселенной в космологии

Исходя из утверждений ученых, Вселенная состоит из определенных структур: галактик, звёзд и планет. Каждая из них прошла определенную эволюцию:

  • прототипом галактик в древние времена были протогалактики;
  • для звезд это протозвёзды;
  • для планет — протопланетные облачные образования.

Самой изученной частью на данный момент является метагалактика. Это объединение большого числа галактик, которые находятся в поле зрения астронавтов. Их распределение неравномерно, что экспериментально доказано в астрономии. На сегодняшний день учёные занимаются изучением большого пространства, в котором абсолютно отсутствуют галактики. По возрасту метагалактика приближена к Вселенной.

Сама по себе галактика с точки зрения астрономии — это совокупность звёзд, туманных образований, которые со временем объединяются в достаточно плотную структуру. Они бывают различных форм и размеров. Самой известной из них считается Млечный путь, который может видеть каждый из обитателей Земли. Также в состав галактик входит газ и космическая пыль. Звёзды совершенно разные по возрасту: одни из них могут быть возрастом, как сама Вселенная, другие могут только родиться. Их зарождение происходит при воздействии гравитации, магнитной и других сил.

Таким образом, можно сделать вывод, что космология Вселенной на сегодняшний день обладает очень многими знаниями, однако в тоже время таит в себе много загадок. разгадать которые под стать только самым гениальным учёным.

Проблемы теории Большого взрыва

Космология — это относительно молодая наука. Она стала существовать отдельно лишь с середины XX века. Её основные доводы экспериментально доказаны благодаря учёным из области астрономии, которые вели наблюдения за нашей Вселенной. Космология — это постоянно развивающаяся наука, она не стоит на месте. Те теоретические данные, которые были выдвинуты несколько десятилетий назад, уже получили экспериментальное подтверждение или опровержение.

Например, во времена учений Эйнштейна и Фридмана плотность Вселенной могла иметь любое значение. Сегодня научно доказано, что эта величина составляет критическое значение ркр. Таких примеров можно привести огромное количество.

Существует ряд основных проблем космологии, которые остаются актуальными на сегодняшний день:

  • плоскость Вселенной;
  • горизонт Вселенной (выглядит идентично с разных направлений);
  • откуда возникли гравитационные уплотнения, в результате которых образовались галактики;
  • из каких именно веществ на самом деле состоит наша Вселенная;
  • согласно теории квантовой гравитации космологическая постоянная должна быть выше в 120 раз;
  • как между собой согласуются время жизни Вселенной и звезд.

Различие между астрономией и космологией

  1. Космология — это наука о Вселенной как едином целом, астрономия же изучает лишь звёздные тела.
  2. Астрономия возникла у древних людей намного раньше, они ориентировались только по звёздам, поклонялись древним богам и т. д.
  3. Космология объединяет знания из астрофизики, физики, философии, геологии, космогонии и астрономии.
  4. В космологии ученые не привязывают свои теории к конкретным планетам, а трактуют их как бы обобщенно.
  5. Астрономия не полагается практически ни на один закон физики, в то время как в основе космологии лежат многие физические утверждения.
  6. Космология, в отличие от астрологии, не относится к строгим наукам. Ряд её предположений не несет никакого практического подтверждения.
  7. Астрономия включает в себя наблюдения за космическими явлениями, в то время как космология находит объяснения для каждого из них.

Однако даже на сегодняшний день многие ученые считают, что космология является частью астрономии и не относят её к отдельным направлениям.

В современной науке сделано много открытий, которые позволяют расширить знания о нашей Вселенной. Некоторые из теорий подтверждены учеными мира экспериментально. Однако остается ещё много задач, которые требует тщательного изучения и материальной базы. Даже сегодня не существует единого мнения, что собой представляет Вселенная, из какого вещества она состоит. Это и является одним из заданий учёных в области не только космологии, но и сопутствующих ей наук. Знания об окружающем нас мире растут в геометрической прогрессии, но наряду с ними появляется все больше дополнительных вопросов. Для космологии это можно считать нормальным путём развития и становления как отдельной науки.

Источник: www.syl.ru

Чем отличается космология от астрономии?

Очень часто возникает данный вопрос. Во-первых, это разные понятия. Космология рассматривает свойства и развитие Вселенной в целом, а астрономия занимается изучением происхождения, строения, движения и расположения космических объектов.

Астроном в живописи
Астроном в живописи

Во-вторых, космология это часть, которая составляет астрономию.
Более того, в космологии предположения могут существовать без каких-либо доказательств. Что, как известно, не приемлемо для астрономии. Таким образом получается, что астрономия это точная наука, а космология не является строгой областью.

Важно понимать, что астрономия и космология это отдельные науки, и занимаются их изучением разные люди. Но объединяет их решение эволюционной проблемы мира.

Планета Земля (наш Мир)
Планета Земля (наш Мир)

Почему космологию связывают с философией?

Развитие науки начиналось с религиозных идей. Можно сказать, что мифы о сотворении мира положили начало для формирования космологии. Например, общеизвестная вера о том, что Бог сотворил Землю и человека, а затем и всё остальное. Рассматривая такую теорию люди начали исследовать окружающий мир. Таким образом это послужило неким толчком для многих открытий.

Сотворение мира
Сотворение мира

Космология — это в философии

Очевидно, что в философии она занимает значительное место. Потому как, она отвечает на некоторые вопросы о бытие человека. К примеру, сейчас мы знаем, какое место занимаем во Вселенной.
Космологические основы космологии в философии заключаются на представлении людей о мироздании и окружающем мире.

Космология это в философии
Человек и Вселенная

Интересно, что выделяют несколько подвидов науки. Например, существует квантовая космология. Она относится к теориям физики, которая рассматривает влияние квантовой механики на возникновение и развитие Вселенной.
Или, возможно, вы слышали про трансцендентальную космологию. На удивление, её связывают с аномальными явлениями, которые происходят в космосе. Но она рассматривает мир как единую систему, и его связь с возможным будущим. К тому же, создаёт общие принципы для физики.

Таким образом, космология это наука о рождении и взрослении нашей Вселенной. В итоге, можно сказать, что космология наука будущего. Хотя уже сделано немало важных открытий, всё еще остаётся множество вопросов о Вселенной.

Источник: kosmosgid.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.