Космология

Космология 

Космоло́гия  — раздел Астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия

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

 

Китай

Археологические находки позволяют утверждать, что  прообразом космоса мог считаться  панцирь сухопутной черепахи, щитки  которого делят плоскость земли  на квадраты.

Европейская античность

Большинство древнегреческих учёных поддерживали геоцентрическую систему мира, согласно которой в центре Вселенной находится  неподвижная шарообразная Земля, вокруг которой обращаются пять планет, Солнце и Луна. Предложенная Самосским гелиоцентрическая система мира, по видимому, не получила поддержки большинства древнегреческих астрономов. Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд.

 

 

История космологии

Средневековье

В Средние века в астрономии и философии как христианских, так и мусульманских стран доминировала космология Аристотеля, дополненная птолемеевой теорией движения планет, вместе с представлением о материальных небесных сферах. Некоторые философы XIII—XIV вв. считали, что бесконечно всемогущий Бог мог создать, помимо нашего, и другие миры; тем не менее, эта возможность считалась сугубо гипотетической: хотя Бог и мог создать другие миры, он не сделал этого. Некоторые философы считали, что за пределами нашего мира находится бесконечное пространство, служащее обителью Бога (модификация космологии герметистов, также полагавших внемировое пространство относящимся к духовной сфере).

Возникновение современной космологии

 

Возникновение современной космологии связано  с развитием в XX веке ОТО Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 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 уравнение гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну.

 

В 1922 Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в  1929 Э.Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

Теоретические изыскания

 

Большо́й взрыв (англ. Big Bang) — космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии (Космологи́ческая сингуля́рность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества.)

 

Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

Дальнейшая  эволюция Вселенной согласно ТБВ

 

Согласно  теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра — средней плотности  вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться  вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному  сингулярному состоянию. Современные  экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё  недостаточно надёжны, чтобы сделать  однозначный выбор между двумя  вариантами будущего Вселенной.

Есть  ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

Вселе́нная Фри́дмана (метрика Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера) — одна из космологических моделей, удовлетворяющих полевым уравнениям ОТО, первая из нестационарных моделей Вселенной. Получена Александром Фридманом в 1922. Модель Фридмана описывает однородную изотропную нестационарную Вселенную с веществом, обладающую положительной, нулевой или отрицательной постоянной кривизной. Эта работа учёного стала основным теоретическим развитием ОТО после работ Эйнштейна 1915—1917 гг.

В 1923 г. была опубликована популярная книга Фридмана «Мир как  пространство и время», посвящённая  ОТО и ориентированная на довольно подготовленного читателя. В 1924 г. появилась статья Фридмана, рассматривавшая  некоторые вырожденные случаи общей  линейной связности, которые, в частности, обобщают перенос Вейля и, как  считали авторы, «может быть, найдут применение в физике».

И, наконец, главным  результатом работы Фридмана в области  ОТО стала космологическая нестационарная модель, носящая теперь его имя.

По свидетельству  В. А. Фока, в отношении Фридмана к теории относительности преобладал подход математика: «Фридман не раз  говорил, что его дело указывать  возможные решения Эйнштейна, а  там пусть физики делают с этими  решениями, что они хотят».

Хаббл, Эдвин Пауэлл

 

Основательно изменил  понимание Вселенной, подтвердив существование  других галактик. Также рассматривал идею о том, что величина эффекта Допплера (в данном случае называемом «Красное смещение»), наблюдаемого в световом спектре удалённых галактик, возрастает пропорционально расстоянию до той или иной галактики от Земли. Эта пропорциональная зависимость стала известна как Закон Хаббла. Однако Эдвин Хаббл всё же сомневался в интерпретации этих данных, что привело к созданию теории Метрического расширения пространства (Metric expansion of space, Расширение Вселенной), состоящего в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной.

Основные труды  Эдвина Хаббла посвящены изучению галактик. В 1922 году предложил подразделить наблюдаемые туманности на внегалактические (галактики) и галактические (газо-пылевые). В 1924—1926 годах обнаружил на фотографиях некоторых ближайших галактик звёзды, из которых они состоят, чем доказал, что они представляют собой звёздные системы, подобные нашей Галактике (Млечный Путь). В 1929 году обнаружил зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (Закон Хаббла).

Эффе́кт До́плера — изменение частоты и длины волн, регистрируемых приёмником, вызванное движением их источника и/или движением приёмника.

 

Эффект  Доплера легко наблюдать на практике, когда мимо наблюдателя проезжает  машина с включённой сиреной. Предположим, сирена выдаёт какой-то определённый тон, и он не меняется. Когда машина не движется относительно наблюдателя, тогда  он слышит именно тот тон, который  издаёт сирена. Но если машина будет  приближаться к наблюдателю, то частота  звуковых волн увеличится (а длина  уменьшится), и наблюдатель услышит  более высокий тон, чем на самом  деле издаёт сирена. В тот момент, когда машина будет проезжать  мимо наблюдателя, он услышит тот  самый тон, который на самом деле издаёт сирена. А когда машина проедет  дальше и будет уже отдаляться, а не приближаться, то наблюдатель  услышит более низкий тон, вследствие меньшей частоты (и, соответственно, большей длины) звуковых волн.