Эволюционные идеи в космологии

Космология (греч. кооро<; — Вселенная + Х. оуо^ — учение) — раздел астрономии, задача которого заключается в изучении Вселенной в целом на протяжении всего ее существования. Эта наука включает в себя астрономию, физику и математику.

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX в. общей теории относительности и физики элементарных частиц. А. Эйнштейн в 1917 г. предположил, что Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы «обеспечить» стационарность Вселенной, Эйнштейн ввел в уравнение гравитационного поля дополнительный «космологический член». Полученное им решение означало, что Вселенная замкнута и имеет положительную кривизну.

В 1922 г. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности.

Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества.

Подтверждением теории нестационарной Вселенной стало открытие в 1929 г. Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сегодня концепция Большого взрыва.

Считается, что началом Вселенной (и времени вообще) является космологическая сингулярность. Время развития от сингулярности до современного состояния Вселенной приблизительно 14 млрд лет.

Есть некоторая неопределенность относительно начального момента, потому что на этом этапе известные законы физики не работали. Далее наступила так называемая инфляционная стадия. Представляется, что в начале этой стадии происходило резкое увеличение размеров Вселенной, в конце — был ее сильный нагрев. После этого температура начала снижаться, электрослабое взаимодействие отделилось от сильного, образовались кварки, адроны и лептоны, началась эпоха нуклеосинтеза, стали образовываться химические элементы. Далее произошло отделение электромагнитного излучения от вещества и образование реликтового фона излучения. Возникли звезды, и наступила эра образования галактик, потом планет и других космических тел, затем жизни, т. е. наше время.

Модель Фридмана. Модель Фридмана описывала однородную изотропную Вселенную, которая обладала либо положительной, либо нулевой, либо отрицательной постоянной кривизной.

В уравнении присутствует параметр «отношение средней плотности вещества к некоторой критической плотности». Обычно это отношение обозначается Q. Критическую плотность можно вычислить из простой формулы, содержащей постоянную Набла и гравитационную постоянную.

Если Q = 1, то пространственная часть четырехмерного мира плоская. Если Q > 1, то имеет место неевклидово сферическое риманово трехмерное пространство с переменным радиусом кривизны. Причем радиус сначала увеличивается, а с какого-то момента времени начинает уменьшаться до нуля. То есть Вселенная рождается, а через некоторое время исчезает. Эта модель получила название закрытой.

Есть еще третье решение, когда Й < 1, т. е. плотность вещества во Вселенной меньше критической. Тогда получается неевклидово гиперболическое пространство Лобачевского, неограниченно расширяющееся, с отрицательной кривизной.

Таким образом, согласно модели Фридмана, в нулевой момент времени сработал некий механизм и возникло пространство, время и вещество. И в дальнейшем эволюция пространства происходит по одному из двух сценариев. Рассмотрим их кратко.

Варианты открытой и закрытой Вселенной. Согласно модели Фридмана, при плотности вещества, равной или меньшей критической плотности, получаются сценарии открытой Вселенной, а при плотности большей критической — закрытой. А какой сценарий верен для нашей Вселенной?

Значение критической плотности составляет порядка 10^-29 г/см³. А вот определить с помощью наблюдений, какова истинная плотность материи во Вселенной, оказалось очень сложно. Для вещества, входящего в галактики, усредненная плотность составляет приблизительно 3 • 10^-31 г/см³, т. е. много меньше критической. Учет скрытой массы позволяет увеличить эту оценку на 1—2 порядка. Таким образом, пока нет ответа на вопрос, какова наша Вселенная.

Вселенная наполнена реликтовым излучением, доставшимся нам еще со времен, когда она была заполнена горячим фотонным газом. С тех пор вследствие расширения Вселенной эти фотоны охладились, и сейчас их температура составляет 2,73 К. Неоднородность этого излучения зависит от пространственной кривизны Вселенной. Судя по наблюдениям астрономов, проведенным с возможной на данный момент точностью, наша Вселенная плоская. Это значит, что отношение плотности материи к критической плотности близко к единице. Для точного ответа, какова геометрия нашего пространства, нужны дальнейшие измерения.