Ростовски клон

Департамент по хуманитарни, социално-икономически и природни науки

РЕЗЮМЕ

По дисциплина:

« Съвременни концепции

природни науки"

По темата за: " Еволюция на Вселената »

Ростов на Дон

Планирайте

Въведение

1. Основни понятия на космологията

1.1 Предположения на А. Айнщайн

1.2 Заключения A.A. Фридман

1.3 Емпиричен закон - закон на Хъбъл

1.4 Хипотези G.A. Гъмова

1.5 CMB радиация от A. Penzis и R. Wilson

2. Модел на горещата вселена

2.1 Космология на Големия взрив

2.2 Разделяне на началния етап на еволюцията на ери

2.3 Инфлационен модел на Вселената

3. Устройство на Вселената

3.1 Метагалактика

3.2 Галактики

3.3 звезди

3.4 Слънчева система

Заключение

Библиография

Въведение

Гледайки небето, осеяно със звезди, човек се радва, не остава безразличен към това, което съзерцава. „Бездната се отвори и е пълна със звезди. Звездите нямат брой, бездната има дъно“, тези красиви редове на М.В. Ломоносов, образно и най-пълно описва първото впечатление, което човек изпитва, докато се възхищава на омайната картина на звездното небе. Има много стихове и песни, написани за звездите. Звездите и безкрайното небесно пространство винаги са привличали и продължават да привличат всички: и най-обикновения човек, и поета, и учения. Но за учените звездното небе е не само обект на наслада и удоволствие, но и завладяващ, неизчерпаем обект на изследване.

При ясно време в безлунна нощ до три хиляди звезди могат да се наблюдават на небето с просто око. Но това е само малка част от звездите и другите космически обекти, съставляващи Вселената.

Вселена- това е целият съществуващ материален свят, безграничен във времето и пространството и безкрайно разнообразен във формите, които материята приема в процеса на своето развитие.

1. Основни понятия на космологията

През цялата история на цивилизацията човечеството се е стремило да разбере света около нас и да разбере какво място заема във Вселената. Вселена- най-голямата материална система. Неговият произход интересува хората от древни времена. В началото Вселената беше „безформена и празна“, както се казва в Библията. В началото е имало вакуум – изясняват съвременните физици. Какъв е произходът на Вселената? Как се развива? Каква е неговата структура? На тези и други въпроси се опитаха да отговорят учени от различни времена. Но дори и най-големите постижения на естествознанието на ХХ век. не ни позволяват да дадем напълно изчерпателни отговори.

1.1 Предположения на А. Айнщайн

Въпреки това е общоприето, че основните принципи на съвременната космология - науката за структурата и еволюцията на Вселената - започват да се оформят след създаването през 1917 г. А. Айнщайнпървият релативистичен модел, базиран на теорията на гравитацията и претендиращ да описва цялата Вселена. Този модел характеризира стационарното състояние на Вселената и, както показаха астрофизичните наблюдения, се оказа неверен.

1.2 Заключения A.A. Фридман

Важна стъпка в решаването на космологичните проблеми е направена през 1922 г. от професор в Петроградския университет А.А. Фридман(1888–1925). В резултат на решаването на космологични уравнения той стигна до извода: Вселената не може, е в стационарно състояние - трябва да се разширява или свива.

1.3 Емпиричен закон - закон на Хъбъл

Следващата стъпка е направена през 1924 г., когато американски астроном от обсерваторията Маунт Уилсън в Калифорния Е. Хъбъл(1889–1953) измерва разстоянието до близките галактики (наречени по това време мъглявини) и по този начин открива света на галактиките. През 1929 г. в същата обсерватория Е. Хъбъл експериментално потвърди теоретичното заключение на А.А., използвайки червеното изместване на линиите в емисионния спектър на галактиките. Фридман за разширяването на Вселената и установи Емпиричният закон е законът на Хъбъл:скоростта на оттегляне на галактиката V е право пропорционална на разстоянието r до нея, т.е. V=Hr, където H е константата на Хъбъл.

С течение на времето константата на Хъбъл постепенно намалява - рецесията на галактиките се забавя. Но такова намаление за наблюдавания период от време е незначително. Реципрочната на константата на Хъбъл определя живота (възрастта) на Вселената. От резултатите от наблюденията следва, че скоростта на рецесията на галактиката се увеличава с приблизително 75 km/s за всеки милион парсека (1 парсек е равен на 3,3 светлинни години; светлинна година е разстоянието, изминато от светлината във вакуум за 1 земна година) . При тази скорост екстраполацията към миналото води до заключението, че възрастта на Вселената е около 15 милиарда години, което означава, че цялата Вселена преди 15 милиарда години е била концентрирана в много малка област. Предполага се, че по това време плътността на материята във Вселената е била сравнима с плътността на атомно ядро, а цялата Вселена е била огромна ядрена капка. По някаква причина ядрената капка стана нестабилна и избухна. Това предположение е в основата на концепцията за големия взрив.

Произведението на живота на Вселената и скоростта на светлината определя радиуса на космологичния хоризонт - границата на познаване на Вселената чрез астрономически наблюдения. Информация за обекти отвъд космологичния хоризонт все още не е достигнала до нас - ние не можем да погледнем отвъд космологичния хоризонт. Едно просто изчисление показва, че радиусът на космологичния хоризонт е приблизително 10 м. Очевидно този радиус се увеличава с около 300 хиляди км всяка секунда. Но такова увеличение е незначително в сравнение с радиуса на космологичния хоризонт. За да наблюдавате забележимо разширяване на космологичния хоризонт, трябва да изчакате милиарди години.

Концепцията за големия взрив предполага, че разширяването на Вселената се е случило със същата скорост, започвайки от момента, в който ядрената капка експлодира. В момента се обсъжда друга хипотеза - хипотезата за пулсираща Вселена: Вселената не винаги се е разширявала, а пулсира между крайни граници на плътност. От това следва, че в миналото скоростта на отдалечаване на галактиките е била по-малка от сега и е имало периоди, когато Вселената се е свивала, тоест галактиките са се приближавали една към друга и с по-голяма скорост, толкова по-голямо е разстоянието, което ги разделя.

1.4 Хипотези G.A. Гъмова

С развитието на естествените науки и особено на ядрената физика се излагат различни хипотези за физическите процеси на различни етапи от космологичното разширение. Един от тях е предложен в края на 40-те години. ХХ век Г.А. Гъмов(1904–1968), теоретичен физик, който емигрира от Съветския съюз в САЩ през 1933 г. и е наричан моделът на горещата Вселена. Той разглежда ядрените процеси, възникнали в началния момент на разширение на Вселената в много плътна материя с изключително висока температура. Докато Вселената се разширяваше, плътната материя се охлаждаше.

От този модел следват два извода:

Материята, от която са се родили първите звезди, се състои главно от водород (75%) и хелий (25%);

В съвременната Вселена трябва да се наблюдава слабо електромагнитно излъчване, което е запазило паметта за началния етап от развитието на Вселената и затова се нарича реликтово излъчване.

1.5 CMB радиация от A. Penzis и R. Wilson

С развитието на астрономическите средства за наблюдение и по-специално с раждането на радиоастрономията се появиха нови възможности за разбиране на Вселената. През 1965 г. американски астрофизици А. Пензиас и Р. Уилсънекспериментално открита космическа микровълнова фонова радиация. CMB радиацияе фоново изотропно космическо лъчение със спектър, близък до този на черно тяло с температура около 3 K.

През 2000 г. беше съобщено, че е направена важна стъпка към разбирането на най-ранния етап от еволюцията на Вселената. В Европейската лаборатория за ядрени изследвания в Женева е получено ново състояние на материята - кварк - глуонна плазма. Предполага се, че Вселената е била в това състояние през първите 10 μs след големия взрив. Досега беше възможно да се характеризира еволюцията на материята на етап не по-рано от три минути след експлозията, когато ядрата на атомите вече са се образували.

2. Модел на горещата вселена

Вселенае съвкупността от всичко, което съществува. Земята, Луната, Слънцето и всички планети и звезди образуват Вселената. Вселената е пълна с велики и вълнуващи тайни и загадки, които учените се опитват да разгадаят. Мнозина излагат теории за произхода му. Те твърдят, че Вселената не винаги е съществувала, но е имала своето начало.

Въз основа на изследвания на звезди и галактики, учените са забелязали, че те се отделят една от друга с висока скорост. Това предполага, че те са били свързани в някакъв момент. Експеримент, предложен за обяснение на началото на Вселената, е, че балон е боядисан с малки петна. Когато балонът се надува, разстоянието между петната се увеличава и петната също стават по-големи. В този експеримент петната представляват галактиките, а надуването на балона представлява разширяването на Вселената.

2. 1 Космология на Големия взрив

белгийски астроном Жорж Ламетр, който изучава звездите, предполага, че преди 15 милиарда години Вселената е била малка и много плътна. Той нарече това състояние на Вселената „космическо яйце“. Според неговите изчисления радиусът на Вселената в първоначалното й състояние е бил равен на 10 cm, което е близко по размер до радиуса на електрона, а плътността й е била 10 g/cm, т.е. Вселената е била микрообект от незначителен размер.

В резултат на това Вселената премина от първоначалното си състояние към разширяване голям взрив, т.е. цялата материя, която е била част от „космическото яйце“, е избухнала с висока скорост и се е разпръснала във всички посоки.

Космологията е наука, която задава фундаментални въпроси. Какво е Вселената? На колко години е тя? Как се формира? Какво ще се случи с нея в бъдеще? Още преди петстотин години в космологията е било общоприето, че центърът на Вселената е Земята. Вече е ясно, че Земята е само частица от огромната Вселена, образувана в резултат на Големия взрив. Но Земята е планета, на която са еволюирали много живи същества и обяснението на този факт е много важно за всеки модел на Космоса.

Космологията представлява интерес в целия свят от древни времена; небето се наблюдава с невъоръжено око. В онези дни те се опитваха да разберат как се движат звездите, Слънцето и планетите. Изследванията смесват логическо мислене, традиционни идеи и религия. Преди повече от 400 години хелиоцентричният модел на света на Николай Коперник стана широко разпространен (по-късно беше усъвършенстван от Йоханес Кеплер и Исак Нютон). В началото на 17 век Галилео Галилей, използвайки първите оптични телескопи, открива много звезди и планети. Качеството на наблюденията се подобрява с увеличаване на размерите на телескопите и в средата на 19 век спектроскопията революционизира изследването на звездното небе.
Спектроскопията позволи на астрономите да анализират състава на звезди, планети и тънки облаци от газ и прах в междузвездното пространство. Резултатите от наблюденията се превърнаха в нови физически теории. В началото на 20 век науката направи голям скок напред благодарение на общата теория на относителността на Айнщайн. Той описа как работи Вселената като цяло и в същото време направи възможно използването на теорията за описание на отделни детайли на различни модели. За да изберете правилния модел, трябва да се направят много наблюдения. В течение на 20-ти век обхватът на наблюдения се разширява от видима светлина до радиовълни, инфрачервени, ултравиолетови, рентгенови лъчи, гама лъчи и дори неутрино. До 1970 г. моделът на Беленная, базиран на теорията за Големия взрив, получава общо признание. Ацтекският календарен камък с диаметър 3,6 м изобразява календарните и космологични представи на ацтеките. Централната част е настоящата епоха. Около него са показани четирите предишни епохи, а около краищата са изобразени 20-те дни от ацтекския месец.
Египетска космология. Смята се, че коридорите на Хеопсовата пирамида в Гиза сочат към някои звезди в небето. Друга хипотеза: местоположението на трите големи пирамиди в Гиза съответства на трите звезди от „пояса“ на съзвездието Орион.
Моделът се основава на три основни научни факта: разширяването на Вселената, съществуването на космическа фонова радиация и относителното изобилие от леки елементи. Наскоро, използвайки големи телескопи с нови детектори, учените определиха разпределението на галактиките във Вселената и откриха далечни експлодиращи звезди. Това предполага, че след Големия взрив разширяването на Вселената се ускорява. Резултатите от всички наблюдения доказват, че „най-разумният“ от предложените модели на Вселената е този, в който обикновената материя е доминирана от невидимата „тъмна материя“ и мистериозната „тъмна енергия“. Но за да се обоснове в детайли са необходими нови теории и по-подробни наблюдения.

Наблюдение на небето. В резултат на Големия взрив при раждането на Вселената се образува реликтово излъчване. Специален космически апарат го изучава и формира карта от микротрептения, които нарушават равномерното сияние на космическото фоново лъчение. Цветът отразява промените в температурата и плътността в древната Вселена, довели до образуването на галактически клъстери.
Космически телескоп. Космическият телескоп Хъбъл се намира извън земната атмосфера - това местоположение ни позволява да изучаваме Вселената в детайли, без да изкривяваме земната атмосфера. Неговият принцип включва използването на различни видове устройства. Производството на IR оптика и оптични материали се извършва по същата техника. Само професионалисти, които са асове по физика и химия, могат да извършват висококачествена работа. Материалите, които произвеждат, се използват много често както на сушата, така и в космоса. Телескопът Хъбъл се поддържа от астронавти, пристигащи с космическата совалка. Радиотелескопи. В американския щат Ню Мексико се намира най-големият радиотелескопен комплекс в света, който се състои от 27 антени. Те са в състояние да произвеждат изображения с разделителна способност, равна на тази на един голям радиотелескоп с напречно сечение 36 km.

• Разширяване на Вселената

• Космологични модели
  • Уравнение на Фридман

История на космологията

Ранните форми на космологията са религиозни митове за сътворението (космогония) и унищожението (есхатология) на съществуващия свят.

Китай

Възраждане

Космологията на Николай Кузански, изложена в трактата, е новаторска За заученото невежество. Той приемаше материалното единство на Вселената и смяташе Земята за една от планетите, също в движение; небесните тела са обитаеми, като нашата Земя, и всеки наблюдател във Вселената може с еднакво основание да се смята за неподвижен. Според него Вселената е безгранична, но ограничена, тъй като безкрайността може да бъде характерна само за Бог. В същото време Кузан запазва много елементи от средновековната космология, включително вярата в съществуването на небесни сфери, включително външната - сферата на неподвижните звезди. Тези „сфери“ обаче не са абсолютно кръгли, въртенето им не е равномерно и осите на въртене не заемат фиксирана позиция в пространството. В резултат на това светът няма абсолютен център и ясна граница (вероятно в този смисъл трябва да се разбира тезата на Кузанц за безграничността на Вселената).

Първата половина на 16 век е белязана от появата на нова, хелиоцентрична система на света на Николай Коперник. Коперник поставя Слънцето в центъра на света, около което се въртят планетите (включително Земята, която също се върти около оста си). Коперник все още смята, че вселената е ограничена до сферата на неподвижните звезди; Очевидно той също е запазил вярата си в съществуването на небесните сфери.

Модификация на системата на Коперник беше системата на Томас Дигес, в която звездите не са разположени на една сфера, а на различни разстояния от Земята до безкрайност. Някои философи (Франческо Патризи, Ян Есенски) заимстват само един елемент от учението на Коперник - въртенето на Земята около оста си, като също така разглеждат звездите, разпръснати във Вселената до безкрайност. Възгледите на тези мислители носят следи от влиянието на херметизма, тъй като областта на Вселената извън Слънчевата система се счита от тях за нематериален свят, местообитание на Бог и ангели.

Италианският философ Джордано Бруно направи решителна стъпка от хелиоцентризма към една безкрайна вселена, равномерно изпълнена със звезди. Според Бруно, когато се наблюдава от всички точки, Вселената трябва да изглежда приблизително еднакво. От всички мислители на Новата епоха той беше първият, който предположи, че звездите са далечни слънца и че физическите закони са едни и същи в безкрайното и безгранично пространство. В края на 16 век безкрайността на Вселената се защитава и от Уилям Гилбърт. В средата до втората половина на 17 век тези възгледи са подкрепени от Рене Декарт, Ото фон Герике и Кристиан Хюйгенс.

Появата на съвременната космология

А. А. Фридман

Възникването на съвременната космология се свързва с развитието през 20 век на общата теория на относителността (ОТО) на Айнщайн и физиката на елементарните частици. Айнщайн публикува първото изследване на тази тема, базирано на общата теория на относителността, през 1917 г. под заглавието „Космологични съображения за общата теория на относителността“. В него той въвежда 3 предположения: Вселената е хомогенна, изотропна и стационарна. За да гарантира последното изискване, Айнщайн въвежда допълнителен „космологичен член“ в уравненията на гравитационното поле. Полученото от него решение означаваше, че Вселената има краен обем (затворен) и положителна кривина.

Възраст на Вселената

Възрастта на Вселената е времето, изминало от Големия взрив. Според съвременни научни данни (резултати от WMAP 9) тя е 13,830 ± 0,075 Ga. Нови данни от мощния спътник Планк на Европейската космическа агенция показват, че възрастта на Вселената е 13,798 ± 0,037 милиарда години (68% доверителен интервал).

Възрастта на Вселената като функция на космологичните параметри

Съвременната оценка на възрастта на Вселената се основава на един от най-често срещаните модели на Вселената, така наречения стандартен космологичен ΛCDM модел.

Основните етапи от развитието на Вселената

От голямо значение за определяне на възрастта на Вселената е периодизацията на основните процеси, протичащи във Вселената. В момента е приета следната периодизация:

• Най-ранната епоха, за която има някакви теоретични предположения, е времето на Планк ( 10 −43 след Големия взрив). По това време гравитационното взаимодействие се отделя от другите фундаментални взаимодействия. Според съвременните идеи тази ера на квантовата космология е продължила до време от порядъка на 10 −11 sслед Големия взрив.
• Следващата ера се характеризира с раждането на първоначалните кваркови частици и разделянето на видовете взаимодействия. Тази ера продължи до времето на реда 10 −2 sслед Големия взрив. В момента вече има възможности за доста подробно физическо описание на процесите от този период.
• Съвременната ера на стандартната космология започва 0,01 секунди след Големия взрив и продължава до днес. През този период се образуват ядрата на първичните елементи, възникват звезди, галактики и Слънчевата система.

Важен крайъгълен камък в историята на развитието на Вселената в тази епоха се счита ерата на рекомбинацията, когато материята на разширяващата се Вселена стана прозрачна за радиация. Според съвременните представи това се е случило 380 хиляди години след Големия взрив. В момента можем да наблюдаваме това лъчение под формата на космически микровълнов фон, което е най-важното експериментално потвърждение на съществуващите модели на Вселената.

WMAP

Карта на микровълновото излъчване, изградена от WMAP

Информацията, събрана от WMAP, позволи на учените да изградят най-подробната карта до момента на температурните колебания в разпределението на микровълновото лъчение върху небесната сфера. По-рано беше възможно да се изгради подобна карта, като се използват данни от апарата COBE на НАСА, но нейната разделителна способност беше значително - 35 пъти - по-ниска от данните, получени от WMAP.

Данните от WMAP показаха, че разпределението на температурата на CMB в небесната сфера следва напълно произволни колебания с нормално разпределение. Параметрите на функцията, описваща измереното разпределение, са в съответствие с модела на Вселената, състоящ се от:

• 4% от обикновеното вещество,
• 23% от така наречената тъмна материя (вероятно от хипотетични тежки суперсиметрични частици) и
• 73% от още по-мистериозната тъмна енергия, причиняваща ускореното разширяване на Вселената.

Данните от WMAP предполагат, че тъмната материя е студена (т.е. състои се от тежки частици, а не от неутрино или други леки частици). В противен случай светлинните частици, движещи се с релативистични скорости, биха замъглили малките флуктуации на плътността в ранната Вселена.

Сред другите параметри, определени от WMAP данни (на базата на ΛCDM-модел, тоест космологичният модел на Фридман с Λ-термин и студена тъмна материя на английски. Студена тъмна материя:

• възраст на Вселената: (13.73 ± 0.12)·10 9 години;
• Константа на Хъбъл: 71 ± 4 km/s/Mpc;
• барионна плътност в момента: (2,5 ± 0,1)·10−7 cm−3;
• параметър на плоскост на Вселената (отношение на общата плътност към критичната): 1,02 ± 0,02;
• общата маса на трите вида неутрино:<0,7 эВ.

Въз основа на преглед на Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

• 100θMC= 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
• ns = 0,9645 ± 0,0049
• H0 = 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 темата

Вижте също

Бележки

1. , стр. 103.
2. За влиянието на херметическата литература върху Брадвардин вижте работата.
3. , С. 2-17 и особено стр. 14.

История на космологията

Ранните форми на космологията са религиозни митове за сътворението (космогония) и унищожението (есхатология) на съществуващия свят.

Китай

Възраждане

Космологията на Николай Кузански, изложена в трактата, е новаторска За заученото невежество. Той приемаше материалното единство на Вселената и смяташе Земята за една от планетите, също в движение; небесните тела са обитаеми, като нашата Земя, и всеки наблюдател във Вселената може с еднакво основание да се смята за неподвижен. Според него Вселената е безгранична, но ограничена, тъй като безкрайността може да бъде характерна само за Бог. В същото време Кузан запазва много елементи от средновековната космология, включително вярата в съществуването на небесни сфери, включително външната - сферата на неподвижните звезди. Тези „сфери“ обаче не са абсолютно кръгли, въртенето им не е равномерно и осите на въртене не заемат фиксирана позиция в пространството. В резултат на това светът няма абсолютен център и ясна граница (вероятно в този смисъл трябва да се разбира тезата на Кузанц за безграничността на Вселената).

Първата половина на 16 век е белязана от появата на нова, хелиоцентрична система на света на Николай Коперник. Коперник поставя Слънцето в центъра на света, около което се въртят планетите (включително Земята, която също се върти около оста си). Коперник все още смята, че вселената е ограничена до сферата на неподвижните звезди; Очевидно той също е запазил вярата си в съществуването на небесните сфери.

Модификация на системата на Коперник беше системата на Томас Дигес, в която звездите не са разположени на една сфера, а на различни разстояния от Земята до безкрайност. Някои философи (Франческо Патризи, Ян Есенски) заимстват само един елемент от учението на Коперник - въртенето на Земята около оста си, като също така разглеждат звездите, разпръснати във Вселената до безкрайност. Възгледите на тези мислители носят следи от влиянието на херметизма, тъй като областта на Вселената извън Слънчевата система се счита от тях за нематериален свят, местообитание на Бог и ангели.

Италианският философ Джордано Бруно направи решителна стъпка от хелиоцентризма към една безкрайна вселена, равномерно изпълнена със звезди. Според Бруно, когато се наблюдава от всички точки, Вселената трябва да изглежда приблизително еднакво. От всички мислители на Новата епоха той беше първият, който предположи, че звездите са далечни слънца и че физическите закони са едни и същи в безкрайното и безгранично пространство. В края на 16 век безкрайността на Вселената се защитава и от Уилям Гилбърт. В средата до втората половина на 17 век тези възгледи са подкрепени от Рене Декарт, Ото фон Герике и Кристиан Хюйгенс.

Появата на съвременната космология

А. А. Фридман

Възникването на съвременната космология се свързва с развитието през 20 век на общата теория на относителността (ОТО) на Айнщайн и физиката на елементарните частици. Айнщайн публикува първото изследване на тази тема, базирано на общата теория на относителността, през 1917 г. под заглавието „Космологични съображения за общата теория на относителността“. В него той въвежда 3 предположения: Вселената е хомогенна, изотропна и стационарна. За да гарантира последното изискване, Айнщайн въвежда допълнителен „космологичен член“ в уравненията на гравитационното поле. Полученото от него решение означаваше, че Вселената има краен обем (затворен) и положителна кривина.

Възраст на Вселената

Възрастта на Вселената е времето, изминало от Големия взрив. Според съвременни научни данни (резултати от WMAP 9) тя е 13,830 ± 0,075 Ga. Нови данни от мощния спътник Планк на Европейската космическа агенция показват, че възрастта на Вселената е 13,798 ± 0,037 милиарда години (68% доверителен интервал).

Възрастта на Вселената като функция на космологичните параметри

Съвременната оценка на възрастта на Вселената се основава на един от най-често срещаните модели на Вселената, така наречения стандартен космологичен ΛCDM модел.

Основните етапи от развитието на Вселената

От голямо значение за определяне на възрастта на Вселената е периодизацията на основните процеси, протичащи във Вселената. В момента е приета следната периодизация:

• Най-ранната епоха, за която има някакви теоретични предположения, е времето на Планк ( 10 −43 след Големия взрив). По това време гравитационното взаимодействие се отделя от другите фундаментални взаимодействия. Според съвременните идеи тази ера на квантовата космология е продължила до време от порядъка на 10 −11 sслед Големия взрив.
• Следващата ера се характеризира с раждането на първоначалните кваркови частици и разделянето на видовете взаимодействия. Тази ера продължи до времето на реда 10 −2 sслед Големия взрив. В момента вече има възможности за доста подробно физическо описание на процесите от този период.
• Съвременната ера на стандартната космология започва 0,01 секунди след Големия взрив и продължава до днес. През този период се образуват ядрата на първичните елементи, възникват звезди, галактики и Слънчевата система.

Важен крайъгълен камък в историята на развитието на Вселената в тази епоха се счита ерата на рекомбинацията, когато материята на разширяващата се Вселена стана прозрачна за радиация. Според съвременните представи това се е случило 380 хиляди години след Големия взрив. В момента можем да наблюдаваме това лъчение под формата на космически микровълнов фон, което е най-важното експериментално потвърждение на съществуващите модели на Вселената.

WMAP

Карта на микровълновото излъчване, изградена от WMAP

Информацията, събрана от WMAP, позволи на учените да изградят най-подробната карта до момента на температурните колебания в разпределението на микровълновото лъчение върху небесната сфера. По-рано беше възможно да се изгради подобна карта, като се използват данни от апарата COBE на НАСА, но нейната разделителна способност беше значително - 35 пъти - по-ниска от данните, получени от WMAP.

Данните от WMAP показаха, че разпределението на температурата на CMB в небесната сфера следва напълно произволни колебания с нормално разпределение. Параметрите на функцията, описваща измереното разпределение, са в съответствие с модела на Вселената, състоящ се от:

• 4% от обикновеното вещество,
• 23% от така наречената тъмна материя (вероятно от хипотетични тежки суперсиметрични частици) и
• 73% от още по-мистериозната тъмна енергия, причиняваща ускореното разширяване на Вселената.

Данните от WMAP предполагат, че тъмната материя е студена (т.е. състои се от тежки частици, а не от неутрино или други леки частици). В противен случай светлинните частици, движещи се с релативистични скорости, биха замъглили малките флуктуации на плътността в ранната Вселена.

Сред другите параметри, определени от WMAP данни (на базата на ΛCDM-модел, тоест космологичният модел на Фридман с Λ-термин и студена тъмна материя на английски. Студена тъмна материя:

• възраст на Вселената: (13.73 ± 0.12)⋅10 9 години;
• Константа на Хъбъл: 71 ± 4 km/s/Mpc;
• барионна плътност в момента: (2,5 ± 0,1)⋅10 −7 cm −3 ;
• параметър на плоскост на Вселената (отношение на общата плътност към критичната): 1,02 ± 0,02;
• общата маса на трите вида неутрино:<0,7 эВ.

Въз основа на преглед на Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

• 100θMC= 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
• ns = 0,9645 ± 0,0049
• H0 = 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

Бележки

1. , стр. 103.
2. За влиянието на херметическата литература върху Брадвардин вижте работата.
3. , С. 2-17 и особено стр. 14.
4. , стр. 105-106.
5. , С. 31-45.
6. Космологични параметри на WMAP(Английски) . НАСА. Център за космически полети Годард. Посетен на 22 март 2013 г. Архивиран на 22 март 2013 г.
7. N° 7-2013: ПЛАНК РАЗКРИВА ЕДНА ПОЧТИ ПЕРФЕКТНА ВСЕЛЕНА(Английски) .
8. Сътрудничество на Планк.Резултати от Planck 2013. XVI. Космологични параметри (английски) // ArXiv/astro-ph. - 2013. - Bibcode: 2013arXiv1303.5076P. - arXiv:1303.5076.
9. P.A.R.Ade et al. (Planck Collaboration) (22 март 2013 г.).

секция по астрономия, физика. учението за развитието на Вселената като цяло, основано на нейните общи свойства: хомогенност, изотропност, разширяване на нейната наблюдаема част. Най-голямото разпространение в наши дни. Възникна теорията за горещата Вселена, чийто произход се свързва с теорията за Големия взрив. Ф.М.Дягилев

Отлично определение

Непълна дефиниция ↓

КОСМОЛОГИЯ

от гръцки ?????? – светът, Вселената, както и структурата, редът, за разлика от хаоса и ????? - дума, доктрина) - учението за Вселената като цяло и за цялата астрономическа вселена. наблюдения на регион от Вселената като част от това цяло. К. се развива като клон на астрономията. Често се разглежда и като клон на физиката или философията. Всъщност модерно. К. е гранична наука в пресечната точка на астрономията, физиката и философията. Най-общите разпоредби на К. са пряко свързани с философията. характер, следователно К. беше и е арена на борбата на мирогледите. Първите наивни космолози. идеите са възникнали в древни времена в резултат на опитите на човека да разбере своето място във Вселената. Тези възгледи се характеризират с антропоморфизъм и антропоцентризъм. Процесът на формиране на К. протича в реда на взаимосвързано развитие, от една страна, на абстрактното мислене, а от друга, на средствата и методите на наблюдение. Мн. Общите въпроси на К. са поставени от философите. мисъл много преди да стане възможно да се подходи към разрешаването на тези въпроси с помощта на астрономията и физиката. Такива са например въпросът дали Вселената е едно цяло или множество части. светове, въпросът за крайността или безкрайността на Вселената, поставен от древногръцки. философи. Идеята за Вселената като единен, вечен и естествен процес присъства още при Хераклит (виж A5, 10; B 30, 65, 76, 90, Diels9). Първият опит да си представи структурата на Вселената като цяло въз основа на наблюдения. данни – геоцентрични. световна система (виж Хелиоцентрични и геоцентрични световни системи). Най-важният космологичен идеи на тази система: неподвижност и централно положение на Земята във Вселената, пространства. ограниченията на последния, фундаменталната разлика във физ природата на „земното” и „небесното”. Тези космологични идеите бяха преодолени само от хелиоцентричните. система на света. Още Дж. Бруно заключи от него, че Вселената е безгранична; До този извод стигнал физикът. оправдание в теорията на Нютон за гравитацията: статичната ограничена Вселена е несъвместима със закона за всемирното притегляне. Що се отнася до идеите за противопоставянето на „земно“ и „небесно“, то това беше подкопано от самия извод, че Земята е само една от планетите, т.е. част от "небесното"; телескопична Откритията на Галилей, законът на Нютон за всемирното привличане и спектралният анализ показаха пълното единство на физическата наука. закони и химия състав на „земно” и „небесно”. С развитието на средствата и методите на астрономията частта от Вселената, обхваната от наблюдения, се разширяваше и космическата. ролята на Земята изглеждаше все по-скромна. Системите на Птолемей и Коперник (в оригиналната им форма) са по същество К. на Слънчевата система. Едва постепенно стана ясно каква изчезващо малка част от обема на "звездната вселена" - Галактиката - е покрита от Слънчевата система: Слънцето е само една от приблизително 100 милиарда звезди в тази система. Определянето на обхвата на Галактиката отне прибл. 150 години. Въпреки че Райт, Ламбърт и Кант през 50-те и 60-те години. 18-ти век предположи не само, че всички видими звезди образуват граница. дискообразна система, но също така, че има много такива системи, дори в началото. 20-ти век сред астрономите имаше широко разпространени идеи, че нашата Галактика е цялата материална Вселена (неограничената природа на самото пространство обикновено не се поставя под въпрос). Когато най-накрая беше доказано, че има огромен брой звездни системи, като цяло подобни на нашата, отново се появи тенденцията само да се отместят границите на Вселената, без да се изоставя самата концепция за граница. Сега системата от галактики — Метагалактиката — беше приета за Вселената. Научен В своето развитие смятането преминава през два основни етапа - нютонов и релативистичен. Предпоставките за възникване на научн К. беше отхвърляне на геоцентризма, създаване на класически. механика и откриването на закона за всемирното привличане. От времето на Нютон, космология. проблемът вече не можеше да бъде поставен спекулативно, а като физически. задача. Първоначално поради доминирането на механист. светоглед, той беше сведен до проблема за поведението на безкрайна система от маси, контролирани от силите на универсалната гравитация. Специфичният образ на масовата система, с който оперира Нютоновият К., е звездната система. Началото на едно ново, модерно. Етапът в развитието на квантовата теория се свързва, от една страна, със създаването на общата теория на относителността и първите релативистични модели на света (1917–22), от друга страна, с установяването на звездната природа и извънгалактичен. позиции на спирални "мъглявини" (1917–24). Сравнение на теоретичните и наблюдавайте. заключения станаха възможни след откриването на Хъбъл за закона за червеното отместване през 1929 г. и по специфичен начин космологични. системата от маси се превърна в система от галактики. Този нов етап започна с опити за преодоляване, на базата на нова теория на гравитацията, тези космологични трудности, които са наследени от класиката. (предрелативистична) физика (вижте Космологични парадокси). Изглеждаше, че съществува безкрайна Вселена с равномерно (средно) разпределение на гравитиращи и излъчващи маси (звезди) с ненулеви пространства. плътност на масата не може да съществува. Формално решението може да се търси в една от трите посоки: или да се изостави предположението за еднообразно (хаотично) ) разпределение на пространството маси, или от предположението за безкраен обем пространство във Вселената, или, накрая, да приемем, че законът на гравитацията на Нютон е изпълнен само приблизително. Възможността за решаване на проблема в първата от тези посоки е разгледана през 1908-22 г. от Шарлие (в общи линии идеята е представена през 18 век от Ламберт). Това е т.нар йерархичен диаграма на структурата на Вселената, основана на идеята за строга закономерност на структурата и пространствата. пространствени разпределения системи: дефинирани броят на звездите образува система (галактика) от първи ред, дефин. броят на които от своя страна образува система (галактика) от втори ред и т.н. до безкрайност. Вселената е система от безкрайно висок порядък на сложност. Ако величините, характеризиращи всяка от системите (линейни размери, маси, плътности), са свързани по дефиниция. отношения, тогава такава безкрайна система е свободна от космологични. парадокси. Тъй като размерът на системата клони към безкрайност, нейната плътност клони към нула. Подобна схема обаче изглеждаше твърде изкуствена. Търсенето на решение във втората посока в рамките на Нютоновата физика също изглеждаше малко обещаващо. От времето на Риман е известно, че безкрайното пространство може да бъде крайно или безкрайно. Първата от тези възможности обаче беше представена само математически. абстракция. Следователно идеята на Мах и др. за възможността за пространствено ограничена Вселена не получи признание. Трета възможност е разгледана от Нойман през 1895 г.; той показа, че гравитационните Парадоксът се елиминира, ако приемем, че на големи разстояния гравитационната сила намалява по-бързо, отколкото според закона на обратния квадрат (или, еквивалентно, че на големи разстояния, заедно със силите на привличане, действат все още неизвестни сили на отблъскване, отслабвайки гравитационните ефекти). Въпреки това не съществуват данни в подкрепа на подобни предположения. През 1917 г. Айнщайн прави опит да приложи космологията към решението. проблем на създадената от него релативистка теория на гравитацията – общата теория на относителността. Оказа се, че ако изхождаме от предположението, че Вселената е статична, то в рамките на новата теория на гравитацията възникват трудности, подобни на тези, които се срещат в класическата теория. (Нютонова) теория. Затова Айнщайн модифицира гравитационните уравнения на общата теория на относителността, като въвежда т.нар. космологичен член. Тази модификация означаваше предположението за съществуването на неизвестни отблъскващи сили, действащи на големи разстояния. Решение на уравнения на гравитацията с космология. Терминът при предположението за статистически хомогенно и изотропно разпределение на материята дава затворено (крайно) пространство. д-р статичен (псевдостатичен) модел е построен от de Sitter. През 1922–24 г. А. А. Фридман показа, че няма достатъчно основания за такава модификация на гравитационните уравнения: „космологичният член“ може да съответства не само на отблъскването, но и на привличането и, най-важното, обичайните уравнения на Айнщайн също имат космологичен . решения, свободни от тези трудности. Но пространството на такива модели не е статично; кривината на пространството се променя с времето, пространството се деформира. След откриването на Хъбъл обаче се оказа, че това не е недостатък, а предимство на новите модели: Метагалактиката не е статична. система, а моделите на Фридман могат да се считат за теоретични. обяснение на ефекта на "разпръскването" на галактиките. Въпреки това, най-простите релативистични модели, ако ги разглеждаме като модели на Вселената като цяло, водят до фундаментални трудности, които бяха използвани от фидеизма и идеализма, за да „оправдаят“ идеята за създаване на света от нищото или първичен хаос, освен това, в много близко, астрономически казано. мащаб, минало – 2–10 милиарда години. От поглед Самата К. и астрономията, предположението, лежащо в основата на изотропните хомогенни модели, и широко разпространената идея, че една галактика или клъстер от галактики е най-висшата, най-сложна структурна формация, последвана от самата Вселена, значително забави изследването на структурата на Метагалактиката . До 40-те години. Преобладаващото мнение беше, че галактиките са разпределени на случаен принцип и откритите нехомогенности се считат за нехомогенности от локален характер (вижте Космологичния постулат). За да се преодолеят трудностите, свързани с най-простите модели, бяха направени опити да се изостави основното опростяващо предположение за равномерно разпределение на материята и да се изградят по-сложни - нехомогенни анизотропни модели. Тази задача ще бъде премахната. математически трудности. Въпреки това, вече получените резултати показват, че по този път очевидно е възможно да се преодолеят всички основи. трудностите на съвремието К. без някаква радикално нова физика. теории. Въпреки това, с прехода към значително по-големи мащаби (система от метагалактики), съвр. теоретичен Основата на К. може да се окаже недостатъчна, както нютоновата физика се оказа недостатъчна, за да обясни явленията на метагалактиката. мащаб. Има и опити да се намери решение на космологията. проблеми извън рамката на общата теория на относителността. Те включват теорията на "кинематичната относителност" на английски. Астрофизиката на Милн, създадена през 30-те години. Схемата на Милн е изключително изкуствена и не е получила широко приложение. д-р космологичен теории, напр. Джордан също няма голямо влияние. Моделът на „стационарната вселена“ на Bondi, Gold и Hoyle (1948) е много по-популярен сред западните учени. Понастоящем обикновено се разглежда като алтернатива на релативистките модели на „динамичната Вселена“. Идеята на този модел е следната. Вселената е съществувала и ще съществува вечно без к.-л. етапи на катастрофална еволюция. Тя винаги се е разширявала, разширява се и ще продължи да се разширява, но плътността на материята остава непроменена поради постоянното възникване на материята. В оригинал версия на теорията, материята възниква от нищото; във версията, разработена от Хойл, източникът на веществото е физически. „творческо” поле с все още неизвестен характер, а тензорът на това поле се въвежда в уравненията на полето на общата теория на относителността. Тук теорията може да се разглежда като частен случай на релативистката космология. теории. К. се занимава и с „термодинамиката на Вселената“ (виж Ентропия, Термична смърт на Вселената). Граничен проблем на космогонията, астрофизиката и ядрената физика е проблемът за нуклеогенезата, т.е. химичен произход елементи. Във връзка с откриването на античастици в К. започва да се обсъжда проблемът за „антисветовете“ - хипотетично. пространство обекти, изградени от антиматерия (античастици). Това обаче е само малка част от по-общия проблем за симетрията на Вселената. Проблемите на К. включват и проблема за разпространението на органичните. живота във Вселената (в момента това е граничен проблем на космогонията, астрофизиката и биохимията). Модерен т.зр. е, че животът във Вселената, макар и да не е универсален, далеч не е изключителен. явление. Редица съществуващи космологични концепции, разработени под влияние на позитивизма. Това се отрази на първо място на желанието да се развива философията независимо от философията и по-нататък в необоснованото. претендира да получи незабавно и най-накрая цялостно решение на въпроса за структурата на Вселената като цяло. Оттук и желанието да се разгледат космологичните. модели не като следващи стъпки в безкрайния процес на познание на безкрайната Вселена, а както ще завършат. Резултатът не е толкова оскъден. модел на Метагалактиката, а като адекватен модел на цялата Вселена. Това най-накрая се прояви в игнорирането на диалектиката. несъответствия на Вселената. Обектът на К. - Вселената - е едновременно изключително универсален (защото няма нищо, което да не е включено във Вселената) и в същото време изключително индивидуален (защото, освен него, нищо не съществува изобщо). Следователно, например, най-общо казано, въпросът кои характеристики на Вселената са индивидуални, кои са специални и кои са универсални, без допълнително изясняване е безсмислен: най-общите свойства на Вселената са също и нейните индивидуални свойства, които не са присъщи във всеки друг обект. Но тъй като ние винаги наблюдаваме не директно s.l. „свойства на Вселената като цяло“ (например нейния обхват или кривината на нейния пространствено-времеви континуум), а само свойствата на определени. пространство система като нейна част, тогава въпросът за разделянето на индивидуални, специални и общи свойства придобива решаващо значение в познанието на Вселената. Така че, ако Вселената е хомогенна, както се казва в космологията. постулат, тогава в зависимост от подбора на данни може да се получи например заключение за неговата ограниченост в пространството или времето, че възрастта на Вселената като цяло е по-малка от възрастта на нейните съставни части и т.н. Ако е разнороден (в широк смисъл), т.е. може да се предположи, например, че в някои други метагалактики действа различен закон на гравитацията, това би означавало, че наблюдаваме само изолирани и специални свойства на космическите обекти. системи, които не отразяват общите характеристики на структурата на Вселената; тогава делът на това, което е известно във Вселената, не надвишава неговия известен дял и дори без значение колко бърз е прогресът на знанието, ние винаги ще познаваме само една безкрайно малка част от Вселената и никога няма да можем да кажем нищо за Вселената като цяло. д-р с думи би трябвало да заключим, че Вселената като обект е непознаваема, а обектът К. не съществува. Диалектиката тук е, че безкрайната (в пространство-времето и неизчерпаемостта на свойствата) всеобхватна Вселена е единството и взаимното проникване на взаимно изключващи се противоположности: хомогенност и разнородност, прекъснати и непрекъснати, единни и разнообразни, крайни и безкрайни, симетрични и асиметрични , обратими и необратими . Познавайки крайното, ние винаги познаваме някои характеристики на безкрайното; от част можем да направим определени заключения за цялото, но не можем просто да прехвърлим свойствата на едното върху другото. Проблеми на съвремието Проблемите трябва да се решават чрез съвместните усилия на астрономията, физиката и философията. Сов. науката има определение в това отношение. успех. Доскоро ние обръщахме несравнимо по-малко внимание на космическата физика, отколкото на другите клонове на астрономията, което се обяснява, първо, с факта, че доскоро СССР не разполагаше с свръхмощните инструменти, необходими за работа в областта на извънгалактичното пространство. астрономия. Второ, в условията на догматизъм, породен от култа към личността на Сталин, теор. основа на модерното К. - теорията на относителността - беше подложена на редица философи и отдели. физици нихилисти критика, а релативистичният К. се счита от тях за напълно идеалистичен. Сега, когато и двете препятствия са преодолени, Сов. Съюзът, който заема водеща позиция в изследването на космоса, има и всички предпоставки да направи сериозна крачка напред в теоретичната наука. разбиране на неговите общи закони. Вижте и статиите Безкрайност, Пространство и време, Вселена, Всемирна гравитация. Лит.:Шкловски И. С., Фотометричен. парадокс за радиоизлъчването на метагалактика, "Астрономически вестник", 1953 г., т. 30, бр. 5, стр. 495–508; Извънгалактичен астрономия и К. Тр. шеста среща по космогония 5-7 юни 1957 г., М., 1959; Зелманов A.L., K., TSB, 2-ро издание, том 23; от него, К., в сборника: Астрономия в СССР за тридесет години (1917–1947), М.–Л., 1948 (налично библ.); него, Към формулирането на космологични. проблеми, в кн.: Тр. Втори конгрес на Всесъюзната астрономия и геодезия. около 25-31 януари. 1955, М., 1960; Naan G.I., За модерните времена. космологично състояние наука, в кн.: Проблеми. космогония, т. 6, М., 1958; негов, За безкрайността на Вселената, "Въпроси на философията", 1961, No 6; McVitty G.K., Обща теория на относителността и К., М., 1961; Ландау Л.Д. и Лифшиц Е.М., Теория на полето, 4-то издание, М., 1962 г.; Амбарцумян В.?., Проблеми на извънгалактика. изследвания, в: Вопр. космогония, т. 8, М., 1962, с. 3–26; Робъртсън Х. П., Релативистка космология, „Ревизия на съвременната физика“, 1933 г., v. 5, № 1; Фолман Р. С., Относителност, термодинамика и космология, Oxf., 1934; Heckmann O. H. L., Sch?cking?., Newtonsche und Einsteinsche Kosmologie, Handbuch der Physik, hrsg. von S. Fl?gge, Bd 53, V.–G?tt.–Hdlb., 1959; ?ondi?., Космология, 2 изд., Camb., 1960. Г. Хаан. Талин.