Космология
Космология — раздел астрофизики, изучающий строение и эволюцию Вселенной в целом.
Современная космология возникла в начале нашего века. В это время стали использоваться новые крупные телескопы, получили развитие астрофотография и спектроскопия. Успехи наблюдательной астрономии позволили определить скорости движения далеких звездных систем — галактик и измерить расстояния до них, выяснив тем самым распределение и движение вещества во Вселенной в больших масштабах. Позже возникли новые методы астрофизических исследований — радиоастрономия, рентгеновская астрономия, гамма-астрономия и другие, расширившие наши представления о Вселенной. С другой стороны, важных успехов достигла физика. А. Эйнштейн обобщил закон всемирного тяготения на случай сильных гравитационных полей и быстрых движений. Только после такого обобщения стало возможно применять теорию тяготения ко всей Вселенной. Успехи теоретической и экспериментальной физики помогли понять процессы, изучаемые астрофизикой.
Данные астрофизических наблюдений показывают, что крупнейшими структурными единицами Вселенной являются большие скопления и сверхскопления галактик. Их размеры достигают десятков миллионов парсек (1 пс = 3x1018 см). В еще больших масштабах (сотни мегапарсек) вещество во Вселенной распределено однородно, т. е. если представить себе куб столь большого размера, то, где бы его ни поместить в пространстве, в нем будет примерно одинаковое число скоплений галактик.
В середине 20-х гг. советский математик А. А. Фридман построил математическую модель Вселенной с однородным распределением вещества, в которой все направления одинаковы. При однородном распределении вещества единственная действующая на него сила — это сила тяготения. Из-за действия сил тяготения вещество Вселенной не может находиться в покое, и Вселенная должна либо расширяться, либо сжиматься. В конце 20-х гг. американский астрофизик Э. Хаббл установил, что галактики (а как выяснилось впоследствии, и скопления галактик) удаляются друг от друга, в том числе и от нашей Галактики. Это означает, что Вселенная расширяется. Так был установлен факт глобальной эволюции всей Вселенной.
Будет ли расширение Вселенной неограниченно продолжаться в будущем? Расширение тормозится силами тяготения. Тяготение определяется средней плотностью вещества во Вселенной. Поэтому, будет ли расширение продолжаться вечно, или тяготение его остановит и Вселенная начнет сжиматься, зависит от того, велика ли средняя плотность вещества. Расчет показывает, что при современной скорости расширения (около 75 км/с для галактик, удаленных друг от друга на миллион парсек) критическое значение плотности, при котором расширение в будущем сменится сжатием, равно 10-29 г/см3. Средняя плотность вещества из наблюдений известна не очень надежно. Она, по-видимому, раз в десять меньше критической, и Вселенная будет всегда расширяться. Но окончательный ответ на этот вопрос дадут будущие наблюдения (см. Материя).
Так; в последнее время выяснилось, что, возможно, во Вселенной очень много невидимого вещества. Это могут быть, например, тяжелые нейтроны или какие-либо другие частицы. В этом случае окажется, что основная масса материи во Вселенной невидима и полная плотность вещества близка к критической.
Согласно теории Эйнштейна, распределение и движение вещества влияют на геометрические свойства пространства. Оказывается, что если плотность вещества Вселенной больше критической, то в модели Фридмана объем пространства Вселенной конечен, если же плотность меньше критической, то объем бесконечен.
Наблюдения показывают, что галактики удаляются друг от друга, значит, в прошлом они были расположены теснее, а еще раньше не могло быть отдельных галактик и вообще отдельных небесных тел. Вещество было распределено почти равномерно, а плотность его была очень большой. Вселенная начала расширяться примерно 15—20 млрд. лет назад. При этом никакого центра расширения не было. Все точки во Вселенной равноправны. Что было до начала расширения Вселенной, пока до конца не выяснено, так как при очень больших плотностях материи вступают в действие еще неизвестные нам законы природы.
Наблюдениями установлено, что в начале расширения вещество имело очень высокую температуру. Доказательством этому служит наблюдаемое электромагнитное излучение, пронизывающее всю Вселенную и имеющее тепловой спектр, соответствующий температуре 2,7 К. Это излучение является остатком — «реликтом» (поэтому излучение называют реликтовым) той эпохи, когда вещество Вселенной было плотной горячей плазмой, непрозрачной для излучения. С расширением Вселенной вещество и излучение остыли.
В самом начале расширения в очень горячей плазме (с температурой больше десятков миллиардов градусов) происходили бурные реакции между элементарными частицами. В то время температуры были настолько высоки, что никаких сложных атомных ядер быть не могло, они бы моментально были разбиты энергичными частицами. Спустя 3 минуты после начала расширения температура во Вселенной упала примерно до миллиарда градусов, и стали происходить ядерные реакции объединения протонов (ядер атома водорода) и нейтронов в ядра атомов гелия. В результате после 5 минут расширения плазма Вселенной состояла на 30% из ядер атомов гелия и на 70% из ядер атомов водорода. Ядерные реакции к этому времени затухали, и химический состав плазмы остается неизменным с тех пор, вплоть до нашего времени. Наблюдения показывают, что самые старые звезды, действительно, состоят на 70% из водорода и на 30% из гелия.
После окончания ядерных реакций в начале расширения Вселенной плазма продолжала остывать. Спустя миллион лет температура ее упала примерно до 4000 К. В эту эпоху произошло превращение плазмы в нейтральный газ — электроны захватывались атомными ядрами. Этот процесс называют рекомбинацией. До этого периода плазма была непрозрачна для реликтового излучения. После рекомбинации газ стал прозрачным. Данный факт имеет большое значение для дальнейшей эволюции Вселенной. До рекомбинации давление реликтового излучения в непрозрачной плазме мешало силам тяготения собирать вещество в отдельные сгустки и образовывать небесные тела и их системы. После рекомбинации нейтральный газ стал прозрачен для излучения, его давление не противодействует силам тяготения, и эти силы заставляют расти маленькие первоначально сгущения. Процесс роста сгущений очень долгий, но в конце концов в эпоху, уже близкую к нашей, из этих сгустков образовались скопления галактик, галактики, звезды и другие небесные тела.
Таковы в общих чертах современные представления о структуре и эволюции Вселенной. Перед космологией стоят новые задачи. Предстоит решить важную проблему — узнать, почему началось расширение Вселенной, что было до этого, как образовались галактики, и много других проблем. Здесь в ближайшее время следует ожидать интересных открытий.
