Космологія
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Космологія

Космологія (від космос і ...логия ) , учення про Всесвіту як єдиному цілому і про всю охоплену астрономічними спостереженнями області Всесвіту як частини цілого; розділ астрономії. Виводи До. (моделі Всесвіту) грунтуються на законах фізики і даних наглядовій астрономії, а також на філософських принципах (кінець кінцем — на всій системі знань) своєї епохи. Найважливішим філософським постулатом До. є положення, згідно з яким закони природи (закони фізики), встановлені на основі вивчення вельми обмеженої частини Всесвітом, найчастіше на основі дослідів на планеті Земля, можуть бути екстрапольовані (поширені) на значно великі області, кінець кінцем — на весь Всесвіт. Без цього постулату До. як наука неможлива.

загрузка...

  Космологічні теорії різних епох (а часто і що відносяться до однієї і тієї ж епохи) істотно розрізняються залежно від того, які фізичні принципи і закони приймаються як достатній універсальних і кладуться в основу К. Степень універсальності принципів і законів не може бути перевірена безпосереднім дорогою, але побудовані на їх основі моделі повинні допускати перевірку; для спостережуваної області Всесвіту («астрономічним Всесвітом») виводи з глобальної моделі повинні підтверджуватися спостереженнями (в усякому разі не перечити їм), а також передбачати нові явища, які раніше не спостерігалися. З неозорої безлічі моделей, які можна побудувати, лише дуже небагато можуть задовольнити цьому критерію. У 70-х рр. 20 ст цій вимозі щонайкраще задовольняють розроблені на основі загальної теорії відносності (у релятивістській До.) однорідні ізотропні моделі нестаціонарною гарячіше Вселеною.

  Історична довідка. В наївній формі космологічні вистави зародилися в якнайглибшій старовині в результаті спроб людини усвідомити своє місце у всесвіті. Ці вистави є характерною складовою частиною різних міфів і вірувань. Строгішим логічним вимогам задовольняли космологічні представлення античних філософів шкіл Демокріта, Піфагора, Арістотеля (5—4 вв.(століття) до н.е.(наша ера)). Вплив Арістотеля на До. зберігалося впродовж майже двох тисячоліть. Перша математична модель Всесвіту, заснована на всій сукупності даних астрономічних спостережень, представлена в «Альмагесте» (2 ст н.е.(наша ера)); ця геоцентрична система світу пояснювала всі відомі в ту епоху астрономічні явища і панувала близько півтора тис. років. За цей час не було зроблено практично жодних астрономічних відкриттів, але стиль мислення істотно змінився. Запропонована Н. Коперником (16 ст) геліоцентрична система світу, не дивлячись на протидію християнського догматизму, отримувала усе більш широке визнання, особливо після того, як Р. Галілей, застосувавши для астрономічних спостережень телескоп, вперше (1-я половина 17 ст) виявив факти, які важко було поєднати з геоцентричною системою. Ще до цього Дж. Бруно, відповідно до учення Коперника, зробив філософський вивід про нескінченність Всесвіту і відсутність в ній якого-небудь центру; цей вивід зробив великий вплив на все подальший розвиток К. Основанная на ученні Коперника революція в До. з'явилася вихідним пунктом революції в астрономії і природознавстві в цілому. Закон усесвітнього тяжіння (І. Ньютон, 1685), в самій назві якого підкреслена його космологічна універсальність, дав можливість розглядати Всесвіт як систему мас, взаємодії і рухи яких управляються цим єдиним законом. Проте при застосуванні ньютонової фізики до безконечної системи мас виявилися т.з. космологічні парадокси .

  Виникнення сучасної До. пов'язано із створенням релятивістською теорія тяжіння (А. Ейнштейн, 1916) і зародженням позагалактичній астрономії (20-і рр.). На першому етапі розвитку релятивістської До. головна увага приділялася геометрії Всесвіту ( кривизна простору-часу і можлива замкнутість простору). Початок другого етапу можна було б датувати роботами А. А. Фрідмана (1922—24), в яких було показано, що викривлений простір не може бути стаціонарним, що воно повинне розширюватися або стискуватися; але ці принципово нові результати отримали визнання лише після відкриття закону червоного зсуву (Е. Хаббл, 1929). На перший план тепер виступили проблеми механіки Всесвіту і її «віку» (тривалість розширення). Третій етап починається моделями «гарячіше» Вселеною (Р. Гамору, 2-я половина 40-х рр.). Основна увага тепер переноситься на фізику Всесвіту — стан речовини і фізичні процеси, що йдуть на різних стадіях розширення Всесвіту, включаючи найбільш ранні стадії, коли стан був дуже незвичайним. Поряд із законом тяжіння в До. набувають більшого значення закони термодинаміки, дані ядерної фізики і фізики елементарних часток. Виникає релятивістська астрофізика, яка заповнює існуючий пролом між До. і астрофізикою.

  Геометрія і механіка Всесвіту. В основі теорії однорідного ізотропного Всесвіту лежать два постулати: 1) найкращим відомим описом гравітаційного поля є рівняння Ейнштейна; з цього виходить кривизна простору-часу і зв'язок кривизни з щільністю маси (енергії). 2) У Всесвіті немає яких-небудь виділених крапок (однорідність) і виділених напрямів (ізотропія), тобто всі крапки і всі напрями равноправни. Останнє твердження часто називають космологічним постулатом, його можна назвати також узагальненим принципом Дж. Бруно. Якщо додатково передбачити, що космологічна постійна дорівнює нулю, а щільність маси створюється головним чином речовиною (фотонами і нейтрино можна нехтувати), то космологічні рівняння набувають особливо простого вигляд і можливими виявляються лише дві моделі. У одній з них кривизна простору негативна або, в межі, дорівнює нулю, простір нескінченно (відкрита модель); у такій моделі всі відстані з часом необмежено зростають. У ін. моделі кривизна простору позитивна, простір кінцевий (але настільки ж безмежно, як і у відкритій моделі); у такій (замкнутою) моделі розширення з часом змінялося стискуванням. В ході еволюції кривизна зменшується при розширенні, збільшується при стискуванні, але знак кривизни не міняється, тобто відкрита модель залишається відкритою, замкнута — замкнутою. Початкові стадії еволюції обох моделей абсолютно однакові: повинні були існувати особливий початковий стан з безконечною щільністю маси і безконечною кривизною простору і вибухове розширення, що сповільнюється з часом.

  Характер еволюції схематично показаний на мал. 1 (замкнута модель) і мал. 2 (відкрита модель). По осі абсцис відкладений час, причому момент вибухового початку розширення вважає початком відліку часу ( t = 0). По осі ординат відкладений деякий масштабний чинник R, як яке може бути прийнято, наприклад, відстань між тими або іншими двома далекими об'єктами (галактиками). Залежність R = R (t) зображається на малюнку суцільною лінією; переривиста лінія — зміна кривизни в ході еволюції (кривизна пропорційна 1/r 2 ) . Відмітимо ще, що відносна швидкість зміни відстаней є не що інше, як постійна (точніше, параметр) Хаббла. У початковий момент ( t ® 0) чинник R ® 0, а параметр Хаббла Н ® ¥. З космологічних рівнянь виходить, що при заданому Н рівна нулю кривизна може мати місце лише при строго певній (критичною) щільності маси r kp = 3 c 2 H 2 /g, де з — швидкість світла, G — гравітаційна постійна. Якщо r > r kp простір замкнутий, при r £ r до p простір є відкритим.

  Фізика Всесвіту. Вказані вище постулати достатні для думок про загальний характер еволюції і приводять, зокрема, до виводу про надзвичайно високу початкову (при малих значеннях t ) щільність. Проте щільність не дає вичерпної характеристики фізичного стану: потрібно знати ще, наприклад, температуру. Завдання тим або іншим шляхом характеристик початкового стану представляє третій постулат (гіпотезу) релятивістської До., незалежний від перших два. Починаючи з 60—70-х рр. зазвичай приймається постулат «гарячіше» Вселеною (передбачається висока початкова температура). Прийнявши цей постулат, можна зробити декілька дуже важливих виводів. По-перше, при дуже малих значеннях t не могли існувати не лише молекули або атоми, але навіть і атомні ядра; існувала лише деяка суміш різних елементарних часток (включаючи фотони і нейтрино). На основі фізики елементарних часток можна розрахувати склад такої суміші на різних етапах еволюції. По-друге, знаючи закон розширення, можна вказати, коли існували ті або інші умови: щільність речовини змінюється обернено пропорціонально R 3 або t 2 , щільність випромінювання ще швидша — назад пропорційно R 4 і т. д. Оскільки розширення спочатку до того ж йде з великою швидкістю, очевидно, що висока щільність і температура могли існувати лише дуже короткий час. Дійсно, якщо при t = 0 щільність r = ¥ , то вже при t » 0,01 сік щільність впаде до r ~ 10 11 г/см 3 . У Всесвіті в цей час існують фотони, електрони позитрони, нейтрино і антинейтрино; нуклонів ще дуже мало. В результаті подальших перетворень виходить суміш легких ядер (мабуть, дві третини водню і одна третина гелію); всі останні хімічні елементи формуються з них, причому набагато пізніше, в результаті ядерних реакцій в надрах зірок. Фотони, що залишилися, і нейтрино на дуже ранній стадії розширення перестають взаємодіяти з речовиною і повинні спостерігатися в даний час у вигляді реліктового випромінювання, властивості якого можна передбачити на основі теорії «гарячіше» Вселеною. По-третє, хоча розширення спочатку йде дуже швидко, процеси перетворень елементарних часток протікають незрівнянно швидше, внаслідок чого встановлюється послідовність станів термодинамічної рівноваги. Це надзвичайно важлива обставина, оскільки такий стан повністю описується макроскопічними параметрами (визначуваними швидкістю розширення) і абсолютно не залежить від попередньої історії. Тому незнання того, що відбувалося при щільності, що набагато перевершує ядерну (тобто за перших 10 -4 сік розширення), не заважає робити більш менш достовірні думки про пізніші стани, наприклад починаючи з t = 10 -2 сік, коли стан речовини є «звичайним», відомим сучасній мікрофізиці.

  Наглядова перевірка. Виводи релятивістської До. мають радикальний, революційний характер, і питання про міру їх достовірності представляє великий загальнонауковий і світоглядний інтерес. Найбільше принципове значення мають виводи про нестаціонарну (розширенні) Всесвіту, про високу питому ентропію («гарячий» Всесвіт) і про викривленість простору. Декілька більш приватний характер мають проблеми знаку кривизни, а також міри однорідності і ізотропії Всесвіту. Вивід про нестаціонарну надійно підтверджений: космологічний червоний зсув, спостережуваний аж до z » 2 і більше, свідчить про те, що область Всесвіту з лінійними розмірами порядка декілька млрд. пс розширюється, і це розширення триває щонайменше декілька млрд. років (об'єкти, що знаходяться на відстані 1 млрд. пс, ми бачимо такими, якими вони були близько 3 млрд. років тому). Настільки ж грунтовне підтвердження знайшла і концепція «гарячіше» Вселеною: у 1965 було відкрито реліктове радіовипромінювання, причому його властивості виявилися вельми близькими до передбачених. Подальше детальне вивчення дозволило встановити, що реліктове випромінювання до того ж у високій мірі, з точністю до доль відсотка, ізотропно. Це доводить, що Всесвіт впродовж більш ніж 0,99 своїй історії ізотропна. Це, природно, підвищує довіра до однорідних ізотропних моделей, які до цього розглядалися як вельми грубе наближення до дійсності.

  Наявність же кривизни простору доки не можна визнавати доведеною, хоча воно мабуть, якщо враховувати підтвердження ін. виводів релятивістської К. Крівізна безпосередньо ніяк не може бути виміряна. Побічно вона могла б бути визначена, якби була відома середня щільність маси або можна було б визначити більш точно залежність червоного зсуву від відстані (відхилення від лінійної залежності). Астрономічні спостереження приводять до значень усередненої щільності речовини, що світиться, біля 10 -31 г/см 3 . Визначити щільність темної речовини, а тим більше щільність енергії нейтрино набагато важча, і невизначеність сумарної щільності через це вельми велика (вона може бути, зокрема, на два порядки більше усередненої щільності зоряної речовини). Якщо набути сучасного значення постійною Хаббла Н = 1,7×10 -18 сек -1 те r kp = 6×10 -30 г/см 3 . Таким чином, на основі наявних наглядових даних (10 -31 < r < 10 -29 ) не можна зробити жодного вибору між відкритою (що розширюється безмежно) і замкнутою (розширення в далекому майбутньому змінявся стискуванням) моделлю. Ця невизначеність ніяк не позначається на загальному характері минулого і сучасного розширення, але впливає на вік Всесвіту (тривалість розширення) — величину і без того досить невизначену. Якби розширення відбувалося з постійною швидкістю, той час, минулий з моменту початкового вибуху, складало б T 0 = = 6×10 17 сік = 18 млрд. років. Але розширення, як видно з приведених вище графіків, йде з уповільненням, тому час T, минуле з моменту початку розширення, менше T 0 . Так, при r = r kp маємо: Т = 2 / 3 Т 0 = 12 млрд. років. Для r > r kp , тобто для замкнутих моделей, Т ще менше. З ін. сторони, якщо космологічна постійна не рівна строго нулю, то існують і ін. можливості наприклад тривала (порядка 10 або більше млрд. років) затримка розширення у минулому, і Т може складати десятки мільярдів років.

  Невирішені проблеми. Релятивістська До. пояснює спостережуваний сучасний стан Всесвіту, вона передбачила невідомі раніше явища. Але розвиток До. поставило і ряд нових, украй важких проблем, які ще не вирішені. Так, для вивчення стану речовини з щільністю набагато порядків вище за ядерну щільність, потрібна абсолютно нова фізична теорія (імовірно, якийсь синтез існуючої теорії тяжіння і квантової теорії), Для досліджень же стану речовини при безконечній щільності (і безконечній кривизні простору — часу) доки немає навіть належних математичних засобів. Крім усього іншого, в такій ситуації повинні порушуватися безперервність часу і питання про те, що було «до» t = 0 стосовно звичайного (метричному) поняттю часу, позбавлений сенсу; необхідне те або інше узагальнене поняття часу. У вирішенні цієї групи проблем робляться лише перші кроки.

  У міру розвитку теорії, а також засобів і методів спостережень уточнюватиметься само поняття космологічного Всесвіту. В рамках сучасної До. досить природно рахувати Метагалактику єдиною. Але питання топології простори — часу розроблені ще недостатньо для того, щоб скласти уявлення про всі можливості, які можуть бути реалізовані в природі. Це треба мати на увазі, зокрема, і у зв'язку з проблемою віку Всесвіту.

  Не виключено, що настільки ж важко буде пояснити зарядову асиметрію у Всесвіті: у нашому космічному оточенні (в усякому разі, в межах Сонячної системи, а ймовірно, і в межах всієї Галактики) має місце переважне кількісне переважання речовини над антиречовиною . Тим часом, згідно з сучасними теоретичними виставами, речовина і антиречовина досконала равноправни. До. поки не дає досить переконливого пояснення такого протиріччя.

  Доки немає також переконливої теорії виникнення зірок і галактик (погранична проблема До. і космогонії ). Ця проблема щонайменше настільки ж важка, як і ін. фундаментальні проблеми виникнення в сучасній науці (виникнення планет, виникнення життя). Існує і ряд ін. невирішених проблем До.

  Літ.: Зельдовіч Я. Б., Новіков І. Д., Релятивістська астрофізика, М., 1967; Наглядові основи космології. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., Космологія, в кн.: Фізичний енциклопедичний словник, т. 2, М., 1962; Нескінченність і Всесвіт, Сб., М., 1969; Peebles, P. J. E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.

  Р. І. Наан.

Мал. 2 до ст. Космологічні парадокси.

Мал. 1 до ст. Космологічні парадокси.