Ростовский филиал

Кафедра гуманитарных, социально – экономических и естественнонаучных дисциплин

РЕФЕРАТ

По дисциплине:

«Концепции современного

естествознания»

На тему: «Эволюция Вселенной »

Ростов – на – Дону

План

Введение

1. Основные концепции космологии

1.1 Предположения А. Эйнштейна

1.2 Выводы А.А. Фридмана

1.3 Эмпирический закон – закон Хаббла

1.4 Гипотезы Г.А. Гамова

1.5 Реликтовое излучение А. Пензиса и Р. Вильсона

2. Модель горячей Вселенной

2.1 Космология Большого Взрыва

2.2 Деление начальной стадии эволюции на эры

2.3 Инфляционная модель Вселенной

3. Структура Вселенной

3.1 Метагалактика

3.2 Галактики

3.3 Звезды

3.4 Солнечная система

Заключение

Список литературы

Введение

Глядя на усеянное звездами небо, человек приходит в восторг, не оставаясь равнодушным к созерцаемому. «Открылась бездна, звезд полна. Звездам числа нет, бездне – дна», – эти прекрасные строки М.В. Ломоносова, образно и наиболее полно описывают первое впечатление, которое испытывает человек, любуясь завораживающей картиной звездного неба. Про звезды сложено множество стихов и песен. Звезды и бескрайнее небесное пространство всегда притягивали и притягивают всех: и самого обычного человека, и поэта, и ученого. Но для ученых звездное небо – не только предмет восторга и наслаждения, но и увлекательный, неисчерпаемый объект исследований.

В ясную погоду в безлунную ночь невооруженным глазом можно наблюдать на небосводе до трех тысяч звезд. Но это лишь небольшая часть звезд и других космических объектов, из которых состоит Вселенная.

Вселенная – это весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития.

1. Основные концепции космологии

На протяжении всей истории цивилизации человечество стремится познать окружающий мир и понять, какое место оно занимает во Вселенной. Вселенная – самая крупная материальная система. Ее происхождение интересует людей еще с древних времен. Вначале Вселенная была «безвидна и пуста» – так сказано в библии. Вначале был вакуум – уточняют современные физики. Каковы же истоки происхождения Вселенной? Как она развивается? Какова ее структура? На эти и другие вопросы пытались ответить ученые разных времен. Однако даже крупнейшие достижения естествознания ХХ в. не позволяют дать полностью исчерпывающие ответы.

1.1 Предположения А. Эйнштейна

Тем не менее, принято считать, что основные положения современной космологии – науки о строении и эволюции Вселенной – начали формироваться после создания в 1917 г. А. Эйнштейном первой релятивистской модели, основанной на теории гравитации и претендовавшей на описание всей Вселенной. Эта модель характеризовала стационарное состояние Вселенной и, как показали астрофизические наблюдения, оказалась неверной.

1.2 Выводы А.А. Фридмана

Важный шаг в решении космологических проблем сделал в 1922 г. профессор Петроградского университета А.А. Фридман (1888–1925). В результате решения космологических уравнений он пришел к выводу: Вселенная не может, находится в стационарном состоянии – она должна расширяться либо сужаться.

1.3 Эмпирический закон – закон Хаббла

Следующий шаг был сделан в 1924 г., когда в обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии американский астроном Э. Хаббл (1889–1953) измерил расстояние до ближайших галактик (в то время называемых туманностями) и тем самым открыл мир галактик. В1929 г. в той же обсерватории Э. Хаббл по красному смещению линий в спектре излучения галактик экспериментально подтвердил теоретический вывод А.А. Фридмана о расширении Вселенной и установил Эмпирический закон – закон Хаббла: скорость удаления галактики V прямо пропорциональна расстоянию r до нее, т. е. V=Hr, где H – постоянная Хаббла.

С течением времени постоянная Хаббла постепенно уменьшается – разбегание галактик замедляется. Но такое уменьшение за наблюдаемый промежуток времени ничтожно мал. Обратной величиной постоянной Хаббла определяется время жизни (возраст) Вселенной. Из результатов наблюдения следует, что скорость разбегания галактик увеличивается примерно на 75 км\с на каждый миллион парсек (1 парсек равен 3,3 светового года; световой год – это расстояние, проходимое светом в вакууме за 1 земной год). При данной скорости экстраполяция к прошлому приводит к выводу: возраст Вселенной составляет около15 млрд. лет, а это означает, что вся Вселенная 15 млрд. лет назад была сосредоточена в очень маленькой области. Предполагается, что в то время плотность вещества Вселенной была сравнимой с плотностью атомного ядра, и вся Вселенная представляла собой огромную ядерную каплю. По каким-то причинам ядерная капля оказалась в неустойчивом состоянии и взорвалась. Это предположение лежит в основе концепции большого взрыва.

Произведением времени жизни Вселенной на скорость света определяется радиус космологического горизонта – граница познания Вселенной посредством астрономических наблюдений. Информация об объектах за космологическим горизонтом до нас еще не дошла – мы не можем заглянуть за космологический горизонт. Несложный расчет показывает, что радиус космологического горизонта равен приблизительно 10 м. Очевидно, что этот радиус ежесекундно увеличивается примерно на 300 тыс. км. Но такое увеличение ничтожно мало по сравнению с величиной радиуса космологического горизонта. Для наблюдения заметного расширения космологического горизонта нужно подождать миллиарды лет.

В концепции большого взрыва предполагается, что расширение Вселенной происходило с одинаковой скоростью, начиная с момента взрыва ядерной капли. В настоящее время обсуждается и другая гипотеза – гипотеза пульсирующей Вселенной: Вселенная не всегда расширялась, а пульсирует между конечными пределами плотности. Из нее следует, что некотором прошлом скорость удаления галактик была меньше, чем сейчас, и были периоды, когда Вселенная сжималась, т. е. галактики приближались друг к другу и с тем большей скоростью, чем большее расстояние их разделяло.

1.4 Гипотезы Г.А. Гамова

По мере развития естествознания и особенно ядерной физики выдвигаются различные гипотезы о физических процессах на разных этапах космологического расширения. Одна из них предложена в конце 40‑х гг. ХХ в. Г.А. Гамовым (1904–1968), физиком – теоретиком, эмигрировавшим в 1933 г. из Советского Союза в США, и называется моделью горячей Вселенной. В ней рассмотрены ядерные процессы, протекавшие в начальный момент расширения Вселенной в очень плотном веществе с чрезвычайно высокой температурой. По мере расширения Вселенной плотное вещество охлаждалось.

Из этой модели следует два вывода:

Вещество, из которого зарождались первые звезды, состояло в основном из водорода (75 %) и гелия (25 %);

В сегодняшней Вселенной должно наблюдаться слабое электромагнитное излучение, сохранившее память о начальном этапе развития Вселенной, и поэтому названное реликтовым.

1.5 Реликтовое излучение А. Пензиса и Р. Вильсона

С развитием астрономических средств наблюдения, и в частности, с рождением радиоастрономии, появились новые возможности познания Вселенной. В 1965 г. американские астрофизики А. Пензиас и Р. Вильсон экспериментально обнаружили реликтовое излучение. Реликтовое излучение – это фоновое изотропное космическое излучение со спектром, близким к спектру излучения абсолютно черного тела с температурой около 3 К.

В 2000 г. сообщалось: сделан важный шаг на пути понимания самого раннего этапа эволюции Вселенной. В лаборатории европейских ядерных исследований в Женеве получено новое состояние материи – кварк – глюонная плазма. Предполагается, что в таком состоянии Вселенная находилась в первые 10 мкс после большого взрыва. До сих пор удавалось охарактеризовать эволюцию материи на стадии не ранее трех минут после взрыва, когда уже сформировались ядра атомов.

2. Модель горячей Вселенной

Вселенная -это совокупность всего, что существует. Земля, Луна, Солнце и все планеты и звезды образуют Вселенную. Вселенная полна большими и волнующими тайнами и загадками, которые ученые стараются разгадать. Многие выдвигают теории относительно ее происхождения. Они утверждают, что Вселенная существовала не всегда, но имела свое начало.

Исходя из исследований звезд и галактик, ученые заметили, что они отделяются друг от друга с большой скоростью. Это позволяет предположить, что в какой-то момент они были соединены. Опыт, предлагаемый для объяснения, каким было начало Вселенной, состоит в том, что воздушный шар разрисовывают небольшими пятнами. Когда шар надувают, расстояние между пятнами увеличивается, и пятна также становятся все больше. В этом опыте пятна представляют галактики, а надувание шара – распространение Вселенной.

2. 1 Космология Большого Взрыва

Бельгийский астроном Жорж Ламетр , изучавший звезды, высказал предположение, что 15 миллиардов лет назад Вселенная была маленькой и очень плотной. Это состояние Вселенной он назвал «космическим яйцом». Согласно его расчетам, радиус Вселенной в первоначальном состоянии был равен 10 см, что близко по размерам к радиусу электрона, а ее плотность составляла 10 г./см, т. е. Вселенная представляла собой микрообъект ничтожно малых размеров.

От первоначального состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва , т. е. вся материя, входившая в состав «космического яйца», вырвалась наружу с большой скоростью и разлетелась во всех направлениях.

Космология – это наука, которая ставит фундаментальные вопросы. Что такое Вселенная? Сколько ей лет? Как она образовалась? Что будет с ней в будущем? Еще пятьсот лет назад в космологии было принято считать, что центр Вселенной – Земля. Сейчас уже понятно, что Земля – всего лишь частичка огромной Вселенной, образовавшейся в результате Большого взрыва. Но Земля – планета, на которой развилось множество живых существ, и объяснить этот факт очень важно для любой модели космоса.

Космологией интересовались по всему миру еще в древности, за небом наблюдали невооруженным глазом. В те времена пытались понять, как движутся звезды, Солнце и планеты. В исследованиях смешивались логическое мышление, традиционные представления и религия. Более 400 лет назад получила распространение гелиоцентрическая модель мира Николая Коперника (потом она была уточнена Иоганном Кеплером и Исааком Ньютоном). В начале XVII века Галилео Галилей, используя первые оптические телескопы, открыл множество звезд и планет. Качество наблюдений улучшалось с увеличением размеров телескопов, а в середине XIX века спектроскопия произвела революцию в изучении звездного неба.
Спектроскопия позволила астрономам анализировать состав звезд, планет, разреженных облаков газа и пыли межзвездного пространства. Результаты наблюдений складывались в новые физические теории. В начале XX века наука сделала большой скачок вперед благодаря общей теории относительности Эйнштейна. Он описал, как устроена Вселенная в общем и при этом дал возможность использовать теорию для описания отдельных деталей различных моделей. Чтобы выбрать правильную модель, надо провести множество наблюдений. На протяжении XX века диапазон наблюдений расширился с видимого света до радиоволн, инфракрасных, ультрафиолетовых, рентгеновских, гамма-лучей и даже нейтрино. К 1970 году всеобщее признание получила модель Беленной, основанная на теории Большого взрыва. На камне, представляющего из себя ацтекский календарь, 3,6 м в диаметре, изображены календарь и космологические представления ацтеков. Центральная часть – это нынешняя эра. Вокруг нее показаны четыре предыдущие эры, а по краям изображены 20 дней ацтекского месяца.
Египетская космология. Есть мнение, что коридоры пирамиды Хеопса в Гизе указывают в сторону некоторых звезд на небосклоне. Другая гипотеза: расположение трех больших пирамид в Гизе соответствует трем звездам «пояса» созвездия Ориона.
Модель базируется на трех основных научных фактах: расширении Вселенной, существовании космического фонового излучения, относительном изобилии легких элементов. Недавно с помощью больших телескопов с новыми детекторами ученые определили размещение галактик во Вселенной и открыли далекие взрывающиеся звезды. Это говорит о том, что после Большого взрыва расширение Вселенной ускоряется. Результаты всех наблюдений доказывают, что «самая обоснованная» из предложенных моделей Вселенной та, в которой над обычной материей доминируют невидимая «темная материя» и загадочная «темная энергия». Но для ее подробного обоснования нужны новые теории и более детальные наблюдения.

Наблюдение за небом. В результате Большого взрыва в момент зарождения Вселенной образовалось реликтовое излучение. Специальный космический аппарат изучает его и формирует карту микроколебаний, нарушающих ровное свечение космической фоновой радиации. Цвет отражает изменения температуры и плотности древней Вселенной, которые привели к образованию скоплений галактик.
Космический телескоп. Космический телескоп «Хаббл» находится за пределами земной атмосферы – такое расположение позволяет подробно изучать Вселенную без искажений земной атмосферы. В его принцип заложено использование разного рода приборов. Производство ИК оптики и оптических материалов осуществляется по такой же методике. Качественно выполнить работу могут только профессионалы, которые являются асами в физике и химии. Материалы, производимые ими, очень часто используются как на суше, так и в космосе. Обслуживается телескоп Хаббл астронавтами, прилетающими на челночном воздушно-космическом аппарате. Радиотелескопы. Самый большой в мире комплекс радиотелескопов находится в американском штате Нью-Мексико, состоит он из 27 антенн. Они способны формировать изображения с разрешением, равным разрешению одного большого радиотелескопа с поперечным сечением в 36 км.

• Расширение Вселенной

• Космологические модели
  • Уравнение Фридмана

История космологии

Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.

Китай

Эпоха Возрождения

Новаторский характер носит космология Николая Кузанского , изложенная в трактате Об учёном незнании . Он предполагал материальное единство Вселенной и считал Землю одной из планет, также совершающей движение; небесные тела населены, как и наша Земля, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. По его мнению, Вселенная безгранична, но конечна, поскольку бесконечность может быть свойственна одному только Богу. Вместе с тем, у Кузанца сохраняются многие элементы средневековой космологии, в том числе вера в существование небесных сфер, включая внешнюю из них - сферу неподвижных звёзд. Однако эти «сферы» не являются абсолютно круглыми, их вращение не является равномерным, оси вращения не занимают фиксированного положения в пространстве. Вследствие этого у мира нет абсолютного центра и чёткой границы (вероятно, именно в этом смысле нужно понимать тезис Кузанца о безграничности Вселенной) .

Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер .

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса , в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Некоторые философы (Франческо Патрици , Ян Ессенский) заимствовали только один элемент учения Коперника - вращение Земли вокруг оси, также считая звёзды разбросанными во Вселенной до бесконечности. Воззрения этих мыслителей несут на себе следы влияния герметизма, поскольку область Вселенной за пределами Солнечной системы считалась ими нематериальным миром, местом обитания Бога и ангелов .

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно . Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды - это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы . В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт . В середине - второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт , Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс .

Возникновение современной космологии

А. А. Фридман

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц . Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член ». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну .

Возраст Вселенной

Возраст Вселенной - время, прошедшее с момента Большого взрыва . Согласно современным научным данным (результаты WMAP 9), оно составляет 13,830 ± 0,075 млрд лет . Новые данные, полученные с помощью мощного телескопа-спутника «Планк» , принадлежащего Европейскому космическому агентству , показывают, что возраст Вселенной составляет 13,798 ± 0,037 миллиарда лет (68%-й доверительный интервал) .

Возраст Вселенной как функция космологических параметров

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели .

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация :

• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, - это планковское время (10 −43 после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий . По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.
• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
• Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система .

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации , когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона , что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

WMAP

Карта микроволнового излучения, построенная WMAP

Собранная WMAP информация позволила учёным построить самую детальную на сегодняшний день карту флуктуаций температуры распределения микроволнового излучения на небесной сфере. Ранее подобную карту удалось построить по данным аппарата НАСА COBE , однако её разрешение существенно - в 35 раз - уступало данным, полученным WMAP.

Данные WMAP показали, что распределение температуры реликтового излучения по небесной сфере соответствует полностью случайным флуктуациям с нормальным распределением . Параметры функции, описывающей измеренное распределение, согласуются с моделью Вселенной, состоящей:

• на 4 % из обычного вещества,
• на 23 % из так называемой тёмной материи (возможно, из гипотетических тяжёлых суперсимметричных частиц) и
• на 73 % из ещё более таинственной тёмной энергии , вызывающей ускоренное расширение Вселенной.

Данные WMAP позволяют утверждать, что тёмная материя является холодной (то есть состоит из тяжёлых частиц, а не из нейтрино или каких-либо других лёгких частиц). В противном случае лёгкие частицы, движущиеся с релятивистскими скоростями, размывали бы малые флуктуации плотности в ранней Вселенной.

Среди других параметров, из данных WMAP определены (исходя из ΛCDM -модели, то есть фридмановской космологической модели с Λ-членом и холодной тёмной материей англ. Cold Dark Matter ) :

• возраст Вселенной : (13.73 ± 0.12)·10 9 лет;
• постоянная Хаббла : 71 ± 4 км/с/Мпк ;
• плотность барионов в настоящее время: (2,5 ± 0,1)·10 −7 см −3 ;
• параметр плоскостности Вселенной (отношение общей плотности к критической): 1,02 ± 0,02;
• суммарная масса всех трёх типов нейтрино : <0,7 эВ.

По данным обзора Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

• 100θ MC = 1.04077 ± 0.00032
• Ω b h 2 = 0.02225 ± 0.00016
• Ω c h 2 = 0.1198 ± 0.0015
• τ=0.079 ± 0.017
• ln(10 10 As)=3.094 ± 0.034
• n s = 0.9645 ± 0.0049
• H 0 = 67.27 ± 0.66
• Ω m =0.3089 ± 0.0062
• Ω Λ = 0.6911 ± 0.0062
• Σm v < 0.17
• Ω k =0.0008 −0.0039 +0.0040
• w= −1.019 −0.08 +0.075

Видео по теме

См. также

Примечания

1. , p. 103.
2. О влиянии герметической литературы на Брадвардина см. работу .
3. , с. 2-17 и особенно с. 14.

История космологии

Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.

Китай

Эпоха Возрождения

Новаторский характер носит космология Николая Кузанского , изложенная в трактате Об учёном незнании . Он предполагал материальное единство Вселенной и считал Землю одной из планет, также совершающей движение; небесные тела населены, как и наша Земля, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. По его мнению, Вселенная безгранична, но конечна, поскольку бесконечность может быть свойственна одному только Богу. Вместе с тем, у Кузанца сохраняются многие элементы средневековой космологии, в том числе вера в существование небесных сфер, включая внешнюю из них - сферу неподвижных звёзд. Однако эти «сферы» не являются абсолютно круглыми, их вращение не является равномерным, оси вращения не занимают фиксированного положения в пространстве. Вследствие этого у мира нет абсолютного центра и чёткой границы (вероятно, именно в этом смысле нужно понимать тезис Кузанца о безграничности Вселенной) .

Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер .

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса , в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Некоторые философы (Франческо Патрици , Ян Ессенский) заимствовали только один элемент учения Коперника - вращение Земли вокруг оси, также считая звёзды разбросанными во Вселенной до бесконечности. Воззрения этих мыслителей несут на себе следы влияния герметизма, поскольку область Вселенной за пределами Солнечной системы считалась ими нематериальным миром, местом обитания Бога и ангелов .

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно . Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды - это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы . В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт . В середине - второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт , Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс .

Возникновение современной космологии

А. А. Фридман

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц . Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член ». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну .

Возраст Вселенной

Возраст Вселенной - время, прошедшее с момента Большого взрыва . Согласно современным научным данным (результаты WMAP 9), оно составляет 13,830 ± 0,075 млрд лет . Новые данные, полученные с помощью мощного телескопа-спутника «Планк» , принадлежащего Европейскому космическому агентству , показывают, что возраст Вселенной составляет 13,798 ± 0,037 миллиарда лет (68%-й доверительный интервал) .

Возраст Вселенной как функция космологических параметров

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели .

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация :

• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, - это планковское время (10 −43 после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий . По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.
• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
• Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система .

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации , когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона , что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

WMAP

Карта микроволнового излучения, построенная WMAP

Собранная WMAP информация позволила учёным построить самую детальную на сегодняшний день карту флуктуаций температуры распределения микроволнового излучения на небесной сфере. Ранее подобную карту удалось построить по данным аппарата НАСА COBE , однако её разрешение существенно - в 35 раз - уступало данным, полученным WMAP.

Данные WMAP показали, что распределение температуры реликтового излучения по небесной сфере соответствует полностью случайным флуктуациям с нормальным распределением . Параметры функции, описывающей измеренное распределение, согласуются с моделью Вселенной, состоящей:

• на 4 % из обычного вещества,
• на 23 % из так называемой тёмной материи (возможно, из гипотетических тяжёлых суперсимметричных частиц) и
• на 73 % из ещё более таинственной тёмной энергии , вызывающей ускоренное расширение Вселенной.

Данные WMAP позволяют утверждать, что тёмная материя является холодной (то есть состоит из тяжёлых частиц, а не из нейтрино или каких-либо других лёгких частиц). В противном случае лёгкие частицы, движущиеся с релятивистскими скоростями, размывали бы малые флуктуации плотности в ранней Вселенной.

Среди других параметров, из данных WMAP определены (исходя из ΛCDM -модели, то есть фридмановской космологической модели с Λ-членом и холодной тёмной материей англ. Cold Dark Matter ) :

• возраст Вселенной : (13.73 ± 0.12)⋅10 9 лет;
• постоянная Хаббла : 71 ± 4 км/с/Мпк ;
• плотность барионов в настоящее время: (2,5 ± 0,1)⋅10 −7 см −3 ;
• параметр плоскостности Вселенной (отношение общей плотности к критической): 1,02 ± 0,02;
• суммарная масса всех трёх типов нейтрино : <0,7 эВ.

По данным обзора Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

• 100θ MC = 1.04077 ± 0.00032
• Ω b h 2 = 0.02225 ± 0.00016
• Ω c h 2 = 0.1198 ± 0.0015
• τ=0.079 ± 0.017
• ln(10 10 As)=3.094 ± 0.034
• n s = 0.9645 ± 0.0049
• H 0 = 67.27 ± 0.66
• Ω m =0.3089 ± 0.0062
• Ω Λ = 0.6911 ± 0.0062
• Σm v < 0.17
• Ω k =0.0008 −0.0039 +0.0040
• w= −1.019 −0.08 +0.075

Примечания

1. , p. 103.
2. О влиянии герметической литературы на Брадвардина см. работу .
3. , с. 2-17 и особенно с. 14.
4. , p. 105-106.
5. , с. 31-45.
6. WMAP Cosmological Parameters (англ.) . NASA . Goddard Space Flight Center. Проверено 22 марта 2013. Архивировано 22 марта 2013 года.
7. N° 7-2013: PLANCK REVEALS AN ALMOST PERFECT UNIVERSE (англ.) .
8. Planck Collaboration. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters (англ.) // ArXiv/astro-ph. - 2013. - Bibcode : 2013arXiv1303.5076P . - arXiv :1303.5076 .
9. P. A. R. Ade et al . (Planck Collaboration) (22 March 2013).

раздел астрономии, физ. учение о развитии Вселенной как целом, основанное на общих ее свойствах: однородности, изотропности, расширении наблюдаемой ее части. Наибольшее распространение в наст. время получила теория горячей Вселенной, начало к-рой связано с теорией Большого Взрыва. Ф.М.Дягилев

Отличное определение

Неполное определение ↓

КОСМОЛОГИЯ

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.