Космология

1. Введение

Космология - физ. учение о Вселенной как целом, основанное на наблюдательных данных и теоретич. выводах, относящихся к охваченной астрономич. наблюдениями части Вселенной. Теоретич. фундамент К. составляют осн. физ. теории (теория тяготения, теория эл. -магн. поля, квантовая теория и др.), эмпирические сведения предоставляются ей гл. обр. внегалактической астрономией, а ее выводы и обобщения имеют большое общенаучное и философское значение.

Важную роль в К. играет тяготение, т. к. именно оно определяет взаимодействие масс на больших расстояниях, характерных для К., а, следовательно, и динамику космич. материи. Наряду с изучением динамики космич. материи К. рассматривает её совр. физ. св-ва, а также их эволюцию.

Вещество, входящее в состав звёзд, галактик, межгалактич. газа и т. п., в прошлом имело иные св-ва. Оно прошло, согласно совр. космологич. представлениям, стадию чрезвычайно высоких плотностей и темп-р, ещё недоступных экспериментальной физике. Эта стадия отстоит от современной на 10 - 20 млрд. лет. По-видимому, в то время первичная материя была распределена однородно и изотропно, без выделенных областей или направлений, и находилась в состоянии повсеместного расширения, ведущего к уменьшению плотности и темп-ры. При темп-рах 10¹²-10¹¹ К характерное время расширения (напр., время уменьшения темп-ры вдвое) составляло тысячные доли секунды. При понижении темп-ры до ~10¹¹ К плотность материи (включая излучение, частицы и античастицы) должна была уменьшиться до плотности ядерного вещества. С этого момента эволюции становится возможным изучение св-в материи на основе твердо установленных ядерной физикой фактов и развитой теории.

Эпоха, соответствующая температуре T» 10¹⁰-10⁸ К и времени расширения t ~1 с, явл., вероятно, наиболее ранней, о которой есть прямые наблюдательные свидетельства. В ту эпоху должно было происходить образование ядер гелия, дейтерия и др. лёгких элементов из протонов и нейтронов. Содержание этих элементов в совр. космич. веществе согласуется с расчётными значениями, что говорит о космологич. происхождении лёгких элементов (тяжёлые элементы синтезируются в звёздах).

После образования ядер лёгких элементов (t ~100 с) вещество ещё длительное время (ок. 1 млн. лет) представляло собой плазму. В термодинамическом равновесии с плазмой находилось излучение (темп-ра вещества, т. е, протонов, электронов, ядер лёгких элементов, была равна темп-ре излучения, спектр излучения - планковский, см. Планка закон излучения). Высокие плотность и темп-ра излучения не позволяли образовываться нейтральным атомам (было много фотонов, способных ионизовать вещество). После снижения темп-ры до Т = 4000 К электроны смогли присоединиться к ядрам элементов - наступила т. н. эпоха разделения вещества и излучения (не совсем точно, но короче её наз. эпохой рекомбинации). Фотоны перестали активно взаимодействовать с веществом, начали распространяться свободно и наблюдаются сейчас в виде равновесного микроволнового фонового излучения (реликтового излучения).

Вероятно, уже на самых ранних стадиях эволюции Вселенной существовали незначительные отклонения от однородности и изотропии. В после рекомбинационную эпоху возмущения однородности и изотропии стали нарастать благодаря гравитационной неустойчивости. Полагают, что именно такие малые возмущения плотности вещества привели в конце концов к образованию наблюдаемой сейчас пространственной структуры в виде галактик и их скоплений.

Совр. Вселенная характеризуется высокой степенью однородности и изотропии лишь в больших масштабах, включающих много скоплений галактик, а в меньших масштабах, типичных для отдельных галактик и скоплении, - сильной неоднородностью и анизотропией. По этим причинам К. развивается в двух направлениях. Одно из них, исходя из принципов однородности и изотропии, описывает крупномасштабную структуру совр. Вселенной, её эволюцию и физ. процессы в ранней Вселенной. Второе направление учитывает сколь угодно большие отклонения от однородности и изотропии (его наз. также теорией анизотропной неоднородной Вселенной), оно плодотворно используется при описании развития и образования мелкомасштабной структуры Вселенной.

Теоретич. основой для описания эволюции вещества и гравитац. поля явл.: релятивистская (неквантовая) теория тяготения и квантовая теория вещества и излучения. Первая из них описывает механич. движение материи, вторая - процессы излучения и поглощения света, рождения и аннигиляции частиц и античастиц, ядерные реакции и т. п. Предположение об однородности и изотропии распределения первичной материи находит своё отражение в моделях однородной изотропной расширяющейся Вселенной. Их называют фридмановскими космологич. моделями, поскольку первые модели нестационарной Вселенной были предложены в 1922 г. советским учёным А. А. Фридманом на основе общей теории относительности (теории тяготения) А. Эйнштейна. В этих моделях расширение Вселенной начинается от состояния, характеризующегося бесконечной плотностью вещества (от сингулярности). Св-ва вещества в этом состоянии неизвестны. Существующие теории вещества и гравитац. поля применимы к веществу, плотность к-рого меньше r_Пл =  ~10⁹³ г/см³, а темп-ра ниже T_Пл =  ~ 10³² К. Эти значения r и Т носят название планковских. Они получены из фундаментальных физ. постоянных: скорости света с, гравитационной постоянной G, Планка постоянной h и Болъцмана постоянной k. Согласно фридмановским космологич. моделям, значения T_Пли r_Пл характерны для Вселенной, имеющей возраст t ~ t_Пл =  ~10³² с. В эту эпоху физ. условия таковы, что для их описания потребуется ещё не созданная квантовая теория тяготения.