Космология – наука о строении и эволюции Вселенной

Космология  – наука о строении и эволюции Вселенной

Космология —  область астрофизики, занимающаяся изучением Вселенной в целом: её рождением, эволюцией и будущей  судьбой. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. В  своих задачах она часто смыкается с философией и теологией. Космология стремится представить картину мира, объясняющую, почему Вселенная имеет именно те свойства, которые она имеет.

Современная космология стремится обеспечить получение  данных о Вселенной в целом  путём изучения вещества на больших расстояниях, скоростей галактик в зависимости от их расстояний от нас и космического фонового излучения. Основных проблем космологии две: с одной стороны, объект её исследования, Вселенная, уникален, поэтому её нельзя изучать с помощью статистических методов; с другой, как в целом и во всей астрофизике, длительные периоды эволюции рассматриваемых явлений не позволяют вести прямых наблюдений.    

С глубокой древности  и до начала нынешнего столетия космос считали неизменным. Звездный мир олицетворял собой абсолютный покой, вечность и беспредельную протяженность. Открытие в 1929 году взрывообразного разбегания галактик, то есть быстрого расширения видимой части Вселенной, показало, что Вселенная нестационарна. Экстраполируя процесс расширения в прошлое, сделали вывод, что 15-20 миллиардов лет назад Вселенная была заключена в бесконечно малый объем пространства при бесконечно большой плотности и температуре вещества-излучения (это исходное состояние называют "сингулярностью"), а вся нынешняя Вселенная конечна - обладает ограниченным объемом и временем существования.  
    Отсчет времени жизни такой эволюционирующей Вселенной ведут от момента, при котором, как полагают, внезапно нарушилось состояние сингулярности и произошел "Большой Взрыв". По мнению большинства исследователей, современная теория "Большого Взрыва" (ТБВ) в целом довольно успешно описывает эволюцию Вселенной, начиная примерно с 10-44 секунды после начала расширения. Единственной брешью в прекрасном сооружении ТБВ они считают проблему Начала - физического описания сингулярности. Однако и тут преобладает оптимизм: ожидают, что с созданием "Теории Всего Сущего", объединяющей все фундаментальные физические силы в единое универсальное взаимодействие, эта проблема будет автоматически решена. Тем самым построение модели мироздания в наиболее общих и существенных чертах благополучно завершится.  
 

Когда Вселенная  пребывала в исходном точечном состоянии, рядом, вне ее не существовало материи, не было пространства, не могло быть времени. Поэтому невозможно сказать, сколько продолжалось это - мгновение или бессчетные миллиарды лет. Невозможно сказать не только потому, что нам это неизвестно, а потому что не было ни лет, ни мгновений - времени не было. Его не существовало вне точки, в которую была сжата вся масса Вселенной, потому что вне ее не было ни материи, ни пространства. Времени не было, однако, и в самой точке, где оно должно было практически остановиться. 

Однородность  и изотропность вселенной  в больших масштабах 
В основе современной космологии лежит, так называемый, космологический принцип - постулат, согласно которому, Вселенная одинакова для всех наблюдателей, независимо от их положения; если не принимать во внимание локальных неоднородностей, это означает, что Вселенная однородна (имеет повсюду одно и то же распределение вещества) и изотропна (одинакова во всех направлениях).    

В основе современной  космологии лежат представления  об однородности и изотропности Вселенной: во Вселенной нет каких-либо выделенных точек и направлений, т.е. все точки и направления равноправны. Это утверждение об однородности и изотропности Вселенной часто называют космологическим постулатом.  
    В теории однородной изотропной Вселенной оказываются возможными две модели Вселенной: открытая и замкнутая.  
    В открытой модели кривизна трехмерного пространства отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна; в такой модели рассотяния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают.  
    В замкнутой модели кривизна пространства положительна, Вселенная конечна (но так же безгранична, как и в открытой модели); в такой модели расширение со временем сменяется сжатием.  
    На основании имеющихся наблюдательных данных нельзя сделать никакого выбора между открытой и замкнутой моделями. Эта неопределнность никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) - величину не достаточно определенную по данным наблюдений.  
    В моделях однородной изотропной Вселенной выделяется ее особое начальное состояние - сингулярность. Это состояние характеризуется огромной плотностью массы и кривизной пространства. С сингулярности начинается взрывное, замедляющееся со временем расширение. 

Химический  состав Вселенной  – данные спектрального анализа

Основной химический состав Вселенной был сформирован  в момент Большого взрыва, когда  температуры достигали миллиардов градусов. В этот ранний период Вселенная  была горячей и заполненной квантами высоких энергий. 

До 2-й пол. 20 в. исследования хим. процессов в космич. пространстве и состава космич. тел осуществлялись в осн. путем спектрального анализа в-ва Солнца, звезд, отчасти внеш. слоев атмосферы планет. единств. прямым методом изучения космич. тел был анализ хим. и фазового состава метеоритов.

 Условия хим. процессов во Вселенной крайне разнообразны и специфичны: от сотен миллионов градусов и миллионов атмосфер в недрах звезд до космич. вакуума и единиц градусов Кельвина в межзвездном пространстве, мощные магн., гравитац. и др. физ. поля, мощные потоки плазменного в-ва и высокоэнсргетических галактического и солнечного излучений и др. Хим. состав космич. в-ва формируется в осн. в равновесных и неравновесных ядерных процессах, протекающих в недрах звезд и при взрывах сверхновых звезд. Он характеризуется резким преобладанием легких элементов (во Вселенной преобладают Н и Не), изотопов с массовыми числами, кратными 4, повыш. распространенностью четных (по числу протонов и нейтронов) изотопов относительно соседних нечетных соседей. На разных этапах эволюции звезды имеют неодинаковый состав. Хим. элементы в метеоритах в целом имеют изотопный состав, аналогичный элементам, слагающим в-во Земли и Луны. Это указывает на то, что главная масса в-ва Солнечной системы прошла единую ядерную историю и представляет собой достаточно однородную смесь. 

Модели  бесконечной в  пространстве стационарной Вселенной 
 
 

Работы Фридмана по общей теории относительности  дали динамическую модель Вселенной  и впервые позволили объяснить  строение и развитие мира как целого.

Модель  Фридмана: Модель Вселенной, которая может коллапсировать внутрь себя. В 1922 г. советский математик А. А. Фридман (Alexander Friedmann, 1888-1925), анализируя уравнения общей теории относительности Эйнштейна, пришёл к выводу, что Вселенная не может находиться в стационарном состоянии — она должна либо расширяться, либо пульсировать. Сначала эта работа (1922 и 1924 гг.) была полностью проигнорирована, но позже на неё обратили внимание в связи с моделью Вселенной Леметра. Вселенная Фридмана может быть замкнутой, если плотность вещества в ней достаточно велика, чтобы остановить расширение. Этот факт привёл к поиску так называемой недостающей массы. В дальнейшем выводы Фридмана получили подтверждение в астрономических наблюдениях, обнаруживших в спектрах галактик так называемое красное смещение спектральных линий, что соответствует взаимному удалению этих звездных систем. 

различные сценарии развития вселенной:открытая,пульсирующая и закрытая модели эволюции

Десяток лет  назад в космологии доминировали две модели эволюции космоса, основанные на общей теории относительности (ОТО). В открытой модели Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно сокращается и стремится к положительному пределу.

В закрытой модели расширение сменяется сжатием. Все  зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность  энергии космической материи  больше или меньше некого критического значения. Астрономические данные привели ученых к выводу, что в сумме средняя энергетическая плотность всех известных видов вещества и излучения и гипотетической темной материи составляет всего 30% от критического показателя.

В настоящее  время обсуждается и другая гипотеза - гипотеза пульсирующей Вселенной:...

Теория пульсирующей Вселенной утверждает, что наш  мир произошел в результате гигантского  взрыва. Но расширение вселенной не будет продолжаться вечно, т.к. его  остановит гравитация. По этой теории наша Вселенная расширяется в течении 18 млрд. лет со времени взрыва. В будущем расширение полностью замедлится и произойдет остановка, а затем она начнёт сжиматься до тех пор пока вещество опять не сожмется и произойдет новый взрыв  

Эффекты общей  теории относительности

-Искривление  пространства вблизи  тяжелых масс

Согласно теории Эйнштейна, искривление пространства вызвано гравитационными полями тяжелых тел. Рядом с любым  тяжелым объектом пространство искривляется, и степень этого искривления, то есть несоответствия данного участка пространства законам евклидовой геометрии, зависит от величины массы этого объекта.

Уравнения, описывающие  соотношения между искривлением пространства и распределением материи  в этом пространстве, называются уравнениями поля Эйнштейна. При их помощи можно не только определить степень искривленности пространства вблизи от звезд и планет, но и выяснить, существует ли всеобщее, крупномасштабное искривление пространства. Одним словом, уравнение Эйнштейна позволяет определить структуру Вселенной как целого.

Поскольку в  теории относительности время не может быть отделено от пространства, искривление, вызванное гравитацией, имеет место не только в трехмерном пространстве, но и в четырехмерном  пространстве-времени, поскольку именно об этом говорит нам общая теория относительности. В искривленном пространстве-времени искажения затрагивают не только пространственные соотношения, описываемые геометрией, но и продолжительность промежутков времени. Время здесь течет с другой скоростью, отличающейся от течения времени в "плоском пространстве-времени", и скорость изменяется вместе со степенью искривления пространства в зависимости от наличия вблизи тяжелых тел. Однако важно не выпускать из виду то обстоятельство, что изменения в скорости течения времени может заметить только такой наблюдатель, который удален от часов, фиксирующих эти изменения. Если же наблюдатель отправится в некоторое место, где время течет медленнее, все его часы тоже замедлили бы ход, и он потерял бы всякую надежду измерить эффект. 

-Существование черных дыр

ЧЕРНАЯ  ДЫРА – область пространства, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть. Для находящихся там тел вторая космическая скорость (скорость убегания) должна была бы превышать скорость света, что невозможно, поскольку ни вещество, ни излучение не могут двигаться быстрее света. Поэтому из черной дыры ничто не может вылететь. Границу области, за которую не выходит свет, называют «горизонтом событий», или просто «горизонтом» черной дыры.

Формирование  черных дыр. Самый очевидный путь образования черной дыры – коллапс ядра массивной звезды. Пока в недрах звезды не истощился запас ядерного топлива, ее равновесие поддерживается за счет термоядерных реакций (превращение водорода в гелий, затем в углерод, и т.д., вплоть до железа у наиболее массивных звезд). Выделяющееся при этом тепло компенсирует потерю энергии, уходящей от звезды с ее излучением и звездным ветром. Термоядерные реакции поддерживают высокое давление в недрах звезды, препятствуя ее сжатию под действием собственной гравитации. Однако со временем ядерное топливо истощается и звезда начинает сжиматься.

Наиболее быстро сжимается ядро звезды, при этом оно сильно разогревается (его гравитационная энергия переходит в тепло) и нагревает окружающую его оболочку. В итоге звезда теряет свои наружные слои в виде медленно расширяющейся планетарной туманности или катастрофически сброшенной оболочки сверхновой. А судьба сжимающегося ядра зависит от его массы. Расчеты показывают, что если масса ядра звезды не превосходит трех масс Солнца, то она «выигрывает битву с гравитацией»: его сжатие будет остановлено давлением вырожденного вещества, и звезда превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса ядра звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить его катастрофический коллапс, и оно быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой.

-Свойства  черных дыр

1) Вблизи черной  дыры время течет медленнее,  чем вдали от нее. Если удаленный наблюдатель бросит в сторону черной дыры зажженный фонарь, то увидит, как фонарь будет падать все быстрее и быстрее, но затем, приближаясь к поверхности Шварцшильда, начнет замедляться, а его свет будет тускнеть и краснеть (поскольку замедлится темп колебания всех его атомов и молекул). С точки зрения далекого наблюдателя фонарь практически остановится и станет невидим, так и не сумев пересечь поверхность черной дыры. Но если бы наблюдатель сам прыгнул туда вместе с фонарем, то он за короткое время пересек бы поверхность Шварцшильда и упал к центру черной дыры, будучи при этом разорван ее мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра.