| Космология |
|
| Родственные темы |
Космоло́гия (космос + -логия) — раздел астрономии и физики, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляет математика, физика и астрономия. В своих задачах она часто пересекается с философией и богословием.
История космологии[]
Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.
В китайской космологии считалось, что Земля — своего рода чаша, прикрытая небом, состоящая из полусфер, вращающихся на очень низком расстоянии от Земли.
Возникновение современной космологии[]
Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке Общей теории относительности Эйнштейна и физики элементарных частиц.
В 1922 А. А. Фридман предложил 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.
Ранняя Вселенная[]
Августинская эпоха[]
Св. Августин утверждал, что время — это свойство вселенной, которое появилось вместе с ней самой. Поскольку однозначного научного объяснения такого парадокса не существует, Георгий Гамов предложил называть Августинской эпохой состояние Вселенной «до» и «в момент» Большого Взрыва. Такое состояние часто называется нулевой точкой или гравитационной сингулярностью.
Планковская эпоха[]
Это одна из самых ранних эпох, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это Планковское время (10-43 секунд после Большого Взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий.
Наблюдаемая Вселенная с очень хорошей точностью однородна и изотропна, и является геометрически плоской. Это явление объясняется между 10-35 и 10-32 с после Большого Взрыва эпохой космической инфляции (около 10-37 секунд), во время которой Вселенная расширилась на много порядков.
Эпоха великого объединения[]
Длилась между 10-43 и 10-35 с после Большого Взрыва. Вселенная расширяется и охлаждается после Планковской эпохи, и различные типы взаимодействий начинают отличаться друг от друга по величине. Предполагается, что будущие теории взаимодействий смогут описать эту эпоху.
Эпоха раздувания (инфляции)[]
Между 10-35 и 10-32 с после Большого Взрыва. В эту эпоху Вселенная все еще преимущественно заполнена излучением, начинают образовываться кварки, электроны и нейтрино. На ранних стадиях эпохи расширения образующиеся кварки и гипероны (которые забирают энергию от фотонов) быстро распадаются. Предполагают существование циклов чередующихся нагрева и повторного охлаждения Вселенной.
Эпоха электрослабых взаимодействий[]
Между 10-32 и 10-12 с после Большого Взрыва. Температура Вселенной все еще очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электро-слабое взаимодействие. За счет очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как W-бозон, Z-бозон и бозон Хиггса. Бозон Хиггса надеются детектировать уже в 2008 году на большом адронном коллайдере в ЦЕРНе (Швейцария, Франция). Однако, будущее этого эксперимента все еще очень неясно.
Эпоха кварков[]
Между 10-12 и 10-6 с после Большого Взрыва. Электромагнитное, гравитационное, сильное, слабое взаимодействия формируются в их современном состоянии. Температуры и энергии все еще слишком велики, чтобы кварки группировались в адроны.
Эпоха адронов[]
Между 10-6 и 1 с после Большого Взрыва. Кварк-глюонная плазма охлаждается, и кварки начинают группироваться в адроны, включая, например, протоны и нейтроны. Через время порядка 1 с после Большого Взрыва нейтрино высвобождаются и начинают свободно двигаться в пространстве. Наблюдаемые и сегодня, эти частицы ведут себя аналогично фоновому реликтовому излучению (которое возникло значительно позже их).
Эпоха лептонов[]
Между 1 с и 3 мин после Большого Взрыва. В ходе адронной эпохи большая часть адронов и антиадронов аннигилируют (взаимоуничножаются) друг с другом и оставляют пары лептонов и антилептонов преобладающей массой во Вселенной. Приблизительно через 3 с после Большого Взрыва температура опускается до значения, при котором лептоны более не образуются. Лептоны и антилептоны, в свою очередь аннигилируют друг с другом и во Вселенной остается лишь небольшой остаток лептонов.
Эпоха нуклеосинтеза[]
Приблизительно с 1 секунды после Большого Взрыва материя охладилась достаточно для образования стабильных нуклонов и начался процесс первичного нуклеосинтеза. Он длился до возраста Вселенной 3 минуты, и за это время образовался первичный состав звёздного вещества: около 25 % гелия-4, 1 % дейтерия, следы более тяжёлых элементов до бора, остальное — водород.
Эпоха первичной рекомбинации[]
Вселенная постепенно охлаждалась и через 379 000 лет после Большого Взрыва стала достаточно холодной для образования атомов (3000 К). Таким образом, из состояния плазмы, непрозрачного для большей части электромагнитного излучения, материя перешла в газообразное состояние. Тепловое излучение той эпохи мы можем непосредственно наблюдать в виде реликтового излучения.
Образование первых структур[]
За счет гравитационного притяжения вещество во Вселенной начинает распределяться по обособленным скоплениям («кластерам»). По всей видимости, первыми плотными объектами в темной Вселенной были квазары. Затем, начали образовываться ранние формы галактик и газопылевых туманностей. Начинают образовываться первые звезды, в которых происходит синтез элементов тяжелее гелия. В астрофизике любые элементы тяжелее гелия называют «металлами». 11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звездных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли когда вселенной было только 500 миллионов лет.
Образование солнечной системы[]
Через 8-9 миллиардов лет после Большого Взрыва начали образовываться структуры, соизмеримые по масштабу с нашей Солнечной системой. Солнце — звезда, возникшая относительно поздно. Предполагается, что часть массы Солнца включает в себя остатки более ранних звезд.
Сегодняшний день[]
По самым точным современным оценкам, мы живем через 13,6-13,7 миллиардов лет после Большого Взрыва.
Возможное будущее Вселенной[]
В настоящее время обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная расширяется с ускорением. Этот факт не отменяет закона Хаббла, так как последний действует на более близких расстояниях, чем эти новые эффекты.
Поскольку свойства заполняющей Вселенную материи известны плохо (смотри статьи Тёмная материя, Тёмная энергия), а сама постоянная Хаббла и многие другие космологические величины определяются с большой погрешностью (модельно независимым путём), до сих пор не ясно, будет ли Вселенная расширяться вечно, а если будет, то как: все быстрее и быстрее, либо наоборот — с замедлением.
В связи с этим есть самые различные сценарии возможного развития Вселенной в будущем. Согласно одному из них, Вселенная даже может начать сжиматься и схлопнуться в точку в ходе так называемого «большого коллапса», процесса, обратного Большому Взрыву. Теоретическая физика достаточно серьезно рассматривает и такую гипотезу, что нынешнее состояние и тонкое строение вакуума являются так называемым «ложным» или «мнимым» вакуумом (false vacuum). Это состояние неустойчиво и может перейти в «истинный вакуум» с меньшей энергией. Тогда наша Вселенная пропадет за одно мгновение и необратимо.
Однако наибольшее внимание уделяют сейчас теории, аналогичной старой «тепловой смерти Вселенной». Она следует из «эталонной» космологической ΛCDM-модели. В расширяющейся Вселенной будут постепенно уравновешиваться температура, удаляющиеся друг от друга звезды, в которых закончатся термоядерные процессы, остынут, все большая часть энергии будет находиться в форме излучения. Даже черные дыры будут медленно «испаряться» за счет квантовых туннельных эффектов («Излучение Хокинга»). Такой сценарий находится в полном согласии с представлениями классической термодинамики.
Литература[]
- Д. И. Нагирнер — Элементы космологии. — СПб.: изд.-во СПбГУ, 2001. В электронном виде доступна: http://www.astro.spbu.ru/JSEC/cosmint.ps
- Timeline of cosmology: http://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_cosmology
- Timeline of the Big Bang http://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_the_Big_Bang
- Фред Хойл http://en.wikipedia.org/wiki/Fred_Hoyle
- C. Bonneau, S. Brunier. Une sonde defie l’espace et le temps. Science&Vie, № 1072, Janvier 2007, p. 43
- Лорен Грэхэм Глава XII Космология и космогония из книги Естествознание, философия и науки о человеческом поведении в Советском Союзе
См. также[]
| Разделы физики |
|---|
| Экспериментальная физика | Теоретическая физика |
| Механика | Специальная теория относительности | Общая теория относительности | Космология | Молекулярная физика | Термодинамика | Статистическая физика | Физическая кинетика | Электродинамика | Оптика | Акустика | Физика плазмы | Физика конденсированного состояния | Атомная физика | Квантовая физика | Квантовая механика | Квантовая теория поля | Ядерная физика | Физика элементарных частиц | Теория колебаний | Нелинейная динамика | Метрология | Астрофизика | Геофизика | Биофизика | Радиофизика | Материаловедение | Физика атмосферы | Химическая физика | Физическая химия | Математическая физика |
Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Космология. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .