1. космологічні ДАНІ
2. космологічної моделі
3. Гарячий Великий вибух.
4. Невирішені проблеми космології Великого вибуху.
5. Походження великомасштабної структури.
6. Відкрита або замкнута Всесвіт?
7. Альтернативні космологічні моделі.

КОСМОЛОГІЯ - розділ астрономії та астрофізики, що вивчає походження, великомасштабну структуру і еволюцію Всесвіту. Дані для космології в основному отримують з астрономічних спостережень. Для їх інтерпретації в даний час використовується загальна теорія відносності А. Ейнштейна (1915). Створення цієї теорії і проведення відповідних спостережень дозволило на початку 1920-х років поставити космологію в ряд точних наук, тоді як до цього вона скоріше була областю філософії. Зараз склалися дві космологічні школи: емпірики обмежуються інтерпретацією спостережних даних, які не екстраполюючи свої моделі в невивчені області; теоретики намагаються пояснити спостережувану Всесвіт, використовуючи деякі гіпотези, відібрані за принципом простоти і елегантності. Широкою популярністю користується зараз космологічна модель Великого вибуху, згідно з якою розширення Всесвіту почалося деякий час тому з дуже щільного та гарячого стану; обговорюється і стаціонарна модель Всесвіту, в якій вона існує вічно і не має ні початку, ні кінця.

космологічні ДАНІ

Під космологическими даними розуміють результати експериментів і спостережень, що мають відношення до Всесвіту в цілому в широкому діапазоні простору і часу. Будь-яка мислима космологічна модель повинна задовольняти цим даним. Можна виділити 6 основних спостережних фактів, які повинна пояснити космологія:

1. У великих масштабах Всесвіт однорідний і ізотропний, тобто галактики і їх скупчення розподілені в просторі рівномірно (однорідно), а їх рух хаотично і не має явно виділеного напрямку (изотропно). принцип Коперника , «Зрушивши Землю з центру світу», був узагальнений астрономами на Сонячну систему і нашу Галактику, які також виявилися цілком рядовими. Тому, виключаючи дрібні неоднорідності в розподілі галактик і їх скупчень, астрономи вважають Всесвіт такий же однорідної всюди, як і поблизу нас.

2. Всесвіт розширюється. Галактики віддаляються один від одного. Це виявив американський астроном Е. Хаббл в 1929. Закон Хаббла свідчить: чим далі галактика, тим швидше вона віддаляється від нас. Але це не означає, що ми знаходимося в центрі Всесвіту: в будь-який іншій галактиці спостерігачі бачать те ж саме. За допомогою нових телескопів астрономи заглибилися у Всесвіт значно далі, ніж Хаббл, але його закон залишився вірним.

3. Простір навколо Землі заповнене фоновим мікрохвильовим радіовипромінювання. Відкрите в 1965, воно стало, поряд з галактиками, головним об'єктом космології. Його важливою властивістю є висока изотропность (незалежність від напрямку), яка вказує на його зв'язок з далекими областями Всесвіту і підтверджує їх високу однорідність. Якби це було випромінювання нашої Галактики, то воно відображало б її структуру. Але експерименти на балонах і супутниках довели, що це випромінювання надзвичайно однорідний і має спектр випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою близько 3 К. Очевидно, це реліктове випромінювання молодий і гарячого Всесвіту, сильно остигле в результаті її розширення.

4. Вік Землі, метеоритів і найстаріших зірок небагато чим менше віку Всесвіту, обчисленого за швидкістю її розширення. Відповідно до закону Хаббла Всесвіт скрізь розширюється з однаковою швидкістю, яку називають постійної Хаббла Н. По ній можна оцінити вік Всесвіту як 1 / Н. Сучасні виміри Н призводять до віку Всесвіту ок. 20 млрд. Років. Дослідження продуктів радіоактивного розпаду в метеоритах дають вік ок. 10 млрд. Років, а найстаріші зірки мають вік бл. 15 млрд. Років. До 1950 відстані до галактик недооцінювалися, що призводило до підвищеного значенням Н і малому віку Всесвіту, меншому віку Землі. Щоб вирішити це протиріччя, Г.Бонді, Т.Голд і Ф. Хойл в 1948 запропонували стаціонарну космологічних моделях, в якій вік Всесвіту нескінченний, а в міру її розширення народжується нова речовина.

5. В спостережуваному Всесвіті, від близьких зірок до самих далеких галактик, на кожні 10 атомів водню доводиться 1 атом гелію. Здається неймовірним, щоб усюди місцеві умови були настільки однакові. Сильна сторона моделі Великого вибуху якраз в тому, що вона передбачає скрізь однакове співвідношення між гелієм і воднем.

6. В областях Всесвіту, віддалених від нас в просторі і в часі, більше активних галактик і квазарів, ніж поруч з нами. Це вказує на еволюцію Всесвіту і суперечить теорії стаціонарного Всесвіту.

космологічної моделі

Будь-яка космологічна модель Всесвіту спирається на певну теорію гравітації. Таких теорій багато, але лише деякі з них задовольняють спостережуваним явищам. Теорія тяжіння Ньютона не задовольняє їм навіть в межах Сонячної системи. Краще за всіх узгоджується зі спостереженнями загальна теорія відносності Ейнштейна, на основі якої російський метеоролог А.Фридман в 1922 і бельгійський абат і математик Ж.Леметр в 1927 математично описали розширення Всесвіту. З космологічного принципу, постулює просторову однорідність і ізотропності світу, вони отримали модель Великого вибуху. Їх висновок підтвердився, коли Хаббл виявив зв'язок між відстанню і швидкістю розбігання галактик. Друге важливе пророкування цієї моделі, зроблене Г.Гамовим, стосувалося реліктового випромінювання, що спостерігається зараз як залишок епохи Великого вибуху. Інші космологічні моделі не можуть так само природно пояснити це изотропное фонове випромінювання.

Гарячий Великий вибух.

Згідно космологічної моделі Фрідмана - Леметра, Всесвіт виник в момент Великого вибуху - ок. 20 млрд. Років тому, і її розширення триває досі, поступово сповільняться. В першу мить вибуху матерія Всесвіту мала нескінченні щільність і температуру; такий стан називають сингулярність.

Відповідно до загальної теорії відносності, гравітація не є реальною силою, а є викривлення простору-часу: чим більше щільність матерії, тим сильніше викривлення. У момент початкової сингулярності викривлення теж було нескінченним. Можна висловити нескінченну кривизну простору-часу іншими словами, сказавши, що в початковий момент матерія і простір одночасно вибухнули всюди у Всесвіті. У міру збільшення обсягу простору Всесвіту щільність матерії в ній падає. С.Хокинг і Р.Пенроуз довели, що в минулому неодмінно було сингулярне стан, якщо загальна теорія відносності застосовна для опису фізичних процесів в дуже ранньому Всесвіті.

Щоб уникнути катастрофічної сингулярності в минулому, потрібно істотно змінити фізику, наприклад, припустивши можливість самовільного безперервного народження матерії, як в теорії стаціонарного Всесвіту. Але астрономічні спостереження не дають для цього ніяких підстав.

Чим більш ранні події ми розглядаємо, тим менше був їх просторовий масштаб; в міру наближення до початку розширення горизонт спостерігача стискається (рис. 1). У найперші миті масштаб такий малий, що ми вже не в праві застосовувати загальну теорію відносності: для опису явищ в таких малих масштабах потрібно квантова механіка . Але квантової теорії гравітації поки не існує, тому ніхто не знає, як розвивалися події до моменту 10-43 с, званого Планка часом (в честь батька квантової теорії). В той момент щільність матерії досягала неймовірного значення 1090 кг / см3, яке не можна порівняти не тільки з щільністю оточуючих нас тіл (менше 10 г / см3), але навіть з щільністю атомного ядра (бл. 1012 кг / см3) - найбільшою щільністю, доступною в лабораторії. Тому для сучасної фізики початком розширення Всесвіту служить час планка.

Ось за таких умов неможливе високої температури і щільності відбулося народження Всесвіту. Причому це могло бути народженням в прямому сенсі: деякі космологи (скажімо, Я.Б.Зельдович в СРСР і Л.Паркер в США) вважали, що частинки і гамма-фотони були народжені в ту епоху гравітаційним полем. З точки зору фізики, цей процес міг відбутися, якщо сингулярність була анизотропной, тобто гравітаційне поле було неоднорідним. В цьому випадку приливні гравітаційні сили могли «витягнути» з вакууму реальні частки, створивши таким чином речовина Всесвіту.

Вивчаючи процеси, що відбувалися відразу після Великого вибуху, ми розуміємо, що наші фізичні теорії ще дуже недосконалі. Теплова еволюція ранньому Всесвіті залежить від народження масивних елементарних частинок - адронів, про яких ядерна фізика знає ще мало. Багато з цих частинок нестабільні і короткоживучі. Швейцарський фізик Р.Хагедорн вважає, що може існувати безліч адронів зростаючих мас, які в достатку могли формуватися при температурі порядку 1012 К, коли гігантська щільність випромінювання приводила до народження адронних пар, що складаються з частинки і античастинки. Цей процес мав би обмежити зростання температури в минулому.

Відповідно до іншої точки зору, кількість типів масивних елементарних частинок обмежена, тому температура і щільність в період адронной ери мали досягати нескінченних значень. В принципі це можна було б перевірити: якби складові адронів - кварки - були стабільними частинками, то деяку кількість кварків і антикварків мало зберегтися від тієї гарячої епохи. Але пошук кварків виявився марним; швидше за все, вони нестабільні.

Після першої мілісекунди розширення Всесвіту сильне (ядерне) взаємодія перестало грати в ній визначальну роль: температура знизилася настільки, що атомні ядра перестали руйнуватися. Подальші фізичні процеси визначалися слабкою взаємодією, відповідальним за народження легких частинок - лептонів (тобто електронів, позитронів, мезонів і нейтрино) під дією теплового випромінювання. Коли в ході розширення температура випромінювання знизилася приблизно до 1010 К, лептонні пари перестали народжуватися, майже всі позитрони і електрони аннигилировали; залишилися лише нейтрино і антинейтрино, фотони і трохи збережених з попередньої епохи протонів і нейтронів. Так завершилася Лептонний ера.

Наступна фаза розширення - фотонна ера - характеризується абсолютним переважанням теплового випромінювання. На кожен зберігся протон або електрон доводиться по мільярду фотонів. Спочатку це були гамма-кванти, але в міру розширення Всесвіту вони втрачали енергію і ставали рентгенівськими, ультрафіолетовими, оптичними, інфрачервоними і, нарешті, зараз стали радіоквантамі, які ми приймаємо як чернотельное фонове (реліктове) радіовипромінювання.

Невирішені проблеми космології Великого вибуху.

Можна відзначити 4 проблеми, що стоять зараз перед космологічної моделлю Великого вибуху.

1. Проблема сингулярності: багато хто сумнівається в застосовності загальної теорії відносності, що дає сингулярність в минулому. Пропонуються альтернативні космологічні теорії, вільні від сингулярності.

2. Тісно пов'язана з сингулярностью проблема изотропности Всесвіту. Здається дивним, що почалося з сингулярного стану розширення виявилося настільки ізотропним. Не виключено, правда, що анізотропне спочатку розширення поступово стало ізотропним під дією дисипативних сил.

3. Однорідна на найбільших масштабах, на менших масштабах Всесвіт досить неоднорідна (галактики, скупчення галактик). Важко зрозуміти, як одна лише гравітація могла привести до появи такої структури. Тому космологи вивчають можливості неоднорідних моделей Великого вибуху.

4. Нарешті, можна запитати, яке майбутнє Всесвіту? Для відповіді необхідно знати середню щільність матерії у Всесвіті. Якщо вона перевершує деяке критичне значення, то геометрія простору-часу замкнута, і в майбутньому Всесвіт неодмінно стиснеться. Замкнута Всесвіт не має меж, але її обсяг кінцевий. Якщо щільність нижче критичної, то Всесвіт відкрита і буде розширюватися вічно. Відкрита Всесвіт нескінченний і має тільки одну сингулярність спочатку. Поки спостереження краще узгоджуються з моделлю відкритої Всесвіту.

Походження великомасштабної структури.

У космологов на цю проблему є дві протилежні точки зору.

Найбільш радикальна полягає в тому, що спочатку був хаос. Розширення ранньому Всесвіті відбувалося вкрай анізотропно і неоднорідне, але потім дисипативні процеси згладили анизотропию і наблизили розширення до моделі Фрідмана - Леметра. Доля неоднорідностей вельми цікава: якщо їх амплітуда була великою, то неминуче вони повинні були коллапсировать в чорні діри з масою, яка визначається поточним горизонтом. Їх формування могло початися прямо з планковского часу, так що у Всесвіті могло бути безліч дрібних чорних дір з масами до 10-5 м Однак С.Хокинг показав, що «міні-діри» повинні, випромінюючи, втрачати свою масу, і до нашої епохи могли зберегтися тільки чорні діри з масами більш 1016 г, що відповідає масі невеликої гори.

Первинний хаос міг утримувати обурення будь-якого масштабу і амплітуди; найбільші з них у вигляді звукових хвиль могли зберегтися від епохи раннього Всесвіту до ери випромінювання, коли речовина була ще досить гарячим, щоб випускати, поглинати і розсіювати випромінювання. Але з закінченням цієї ери остившая плазма рекомбинированного і перестала взаємодіяти з випромінюванням. Тиск і швидкість звуку в газі впали, внаслідок чого звукові хвилі перетворилися в ударні хвилі, що стискають газ і змушують його коллапсировать в галактики і їх скупчення. Залежно від типу вихідних хвиль розрахунки пророкують досить різну картину, далеко не завжди відповідає що спостерігається. Для вибору між можливими варіантами космологічних моделей важливою є одна філософська ідея, відома як антропний принцип: з самого початку Всесвіт повинна була мати такі властивості, які дозволили сформуватися в ній галактик, зірок, планет і розумного життя на них. Інакше не було б кому займатися космологією.

Альтернативна точка зору полягає в тому, що про вихідну структуру Всесвіту можна дізнатися не більше того, що дають спостереження. Згідно з цим консервативному підходу, не можна вважати юну Всесвіт хаотичної, оскільки зараз вона дуже изотропна і однорідна. Ті відхилення від однорідності, які ми спостерігаємо у вигляді галактик, могли вирости під дією гравітації з невеликих початкових неоднорідностей густини. Однак дослідження великомасштабного розподілу галактик (в основному проведені Дж.Піблсом в Прінстоні), здається, не підтверджують цю ідею. Інша цікава можливість полягає в тому, що скупчення чорних дір, які народилися в адроннийеру, могли стати вихідними флуктуаціями для формування галактик.

Відкрита або замкнута Всесвіт?

Найближчі галактики віддаляються від нас зі швидкістю, пропорційною відстані; але більш далекі не підкоряються цієї залежності: їх рух вказує, що розширення Всесвіту з часом сповільнюється. У замкнутої моделі Всесвіту під дією тяжіння розширення в певний момент зупиняється і змінюється стисненням (рис. 2), але спостереження показують, що уповільнення галактик відбувається все ж не так швидко, щоб коли-небудь відбулася повна зупинка.

Щоб Всесвіт була замкнута, середня щільність матерії в ній повинна перевищувати певний критичне значення. Оцінка щільності видимого і невидимого речовини вельми близька до цього значення.

Розподіл галактик в просторі дуже неоднорідний. Наша Місцева група галактик, що включає Чумацький Шлях, Туманність Андромеди і кілька галактик поменше, лежить на периферії величезної системи галактик, відомої як Надскупчення в Діві (Virgo), центр якого збігається зі скупченням галактик Virgo. Якщо середня щільність світу велика і Всесвіт замкнута, то мало б спостерігатися сильне відхилення від ізотропного розширення, викликане тяжінням нашої і сусідніх галактик до центру Сверхскопления. У відкритій Всесвіту це відхилення незначно. Спостереження швидше узгоджуються з відкритою моделлю.

Великий Інтерес космологов віклікає Зміст в космічному речовіні Важко ізотопу водних - дейтерію, Який утворівся в ході ядерних реакцій в Перші миті после Великого Вибух. Зміст дейтерію виявило Надзвичайно чутліве до щільності Речовини в ту Епоха, а отже, и в нашу. Однако «дейтерієву тест» здійсніті нелегко, бо нужно досліджуваті ПЕРВИННА Речовини, что НЕ побувало з моменту космологічного синтезу в Надрах зірок, де дейтерій легко згоряє. Вивчення гранично далеких галактик показало, що вміст дейтерію відповідає низькій щільності матерії і, отже, відкритої моделі Всесвіту.

Альтернативні космологічні моделі.

Взагалі кажучи, на самому початку свого існування Всесвіт міг бути вельми хаотична і неоднорідна; сліди цього ми, можливо, спостерігаємо сьогодні в великомасштабному розподілі речовини. Однак період хаосу не міг тривати довго. Висока однорідність космічного фонового випромінювання свідчить, що Всесвіт був дуже однорідна в віці 1 млн. Років. А розрахунки космологічного ядерного синтезу вказують, що якби після закінчення 1 с після початку розширення існували великі відхилення від стандартної моделі, то склад Всесвіту був би зовсім іншим, ніж у дійсності. Однак про те, що було протягом першої секунди, ще можна сперечатися. Крім стандартної моделі Великого вибуху, в принципі існують і альтернативні космологічні моделі:

1. Модель, симетрична відносно матерії та антиматерії, передбачає рівний присутність цих двох видів речовини у Всесвіті. Хоча очевидно, що наша Галактика практично не містить антиречовини, сусідні зоряні системи цілком могли б цілком складатися з нього; при цьому їх випромінювання було б точно таким же, як у нормальних галактик. Однак в більш ранні епохи розширення, коли речовина і антиречовину були в більш тісному контакті, їх анігіляція повинна була народжувати потужне гамма-випромінювання. Спостереження його не виявляються, що робить симетричну модель малоймовірною.

2. У моделі Холодного Великого вибуху передбачається, що розширення почалося при температурі абсолютного нуля. Правда, і в цьому випадку ядерний синтез повинен відбуватися і розігрівати речовина, але мікрохвильове фонове випромінювання вже не можна прямо пов'язувати з Великим вибухом, а потрібно пояснювати якось інакше. Ця теорія приваблива тим, що речовина в ній піддається фрагментації, а це необхідно для пояснення великомасштабної неоднорідності Всесвіту.

3. Стаціонарна космологічна модель передбачає безперервне народження речовини. Основне положення цієї теорії, відоме як Ідеальний космологічний принцип, стверджує, що Всесвіт завжди була і залишиться такою, як зараз. Спостереження спростовують це.

4. Розглядаються змінені варіанти ейнштейнівської теорії гравітації. Наприклад, теорія К.Бранса і Р.Дікке з Прінстона в загальному узгоджується зі спостереженнями в межах Сонячної системи. Модель Бранса - Дікке, а також більш радикальна модель Ф. Хойл, в якій деякі фундаментальні постійні змінюються з часом, мають майже такі ж космологічні параметри в нашу епоху, як і модель Великого вибуху.

5. На основі модифікованої ейнштейнівською теорії Ж.Леметр в 1925 побудував космологічних моделях, що об'єднує Великий вибух з тривалою фазою спокійного стану, протягом якої могли формуватися галактики. Ейнштейн зацікавився цією можливістю, щоб обгрунтувати свою улюблену космологічних моделях статичної Всесвіту, але коли було відкрито розширення Всесвіту, він публічно відмовився від неї.