Основы современной космологии. 10-11 класс

Космология
начала XX века

Космология – раздел астрономии, который изучает строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и достижения физики, математики и философии.
Веста
Паллада
Геоцентрическая система Аристотеля–Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной.
Спустя 1500 лет её сменила новая космологическая модель – гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.

Веста
Паллада
Теоретическим фундаментом современной космологии явилась созданная Альбертом Эйнштейном (1879–1955) в начале XX в. общая теория относительности – релятивистская теория тяготения.

Веста
Паллада
Портрет А. А. Фридмана
работы художника М. М. Девятова
Наиболее существенным отличием современных космологических моделей, первые из которых были разработаны Александром Александровичем Фридманом (1888–1925) на основе теории Эйнштейна, является их эволюционный характер.
Идея глобальной эволюции Вселенной оказалась столь необычной, что первоначально не была принята даже самим создателем теории относительности, таким выдающимся учёным, как Эйнштейн.
Даже позднее, когда стало очевидно, что все объекты во Вселенной изменяются с течением времени, казалось, что процессы, происходящие в её отдельных составных частях, не меняют облика всей Вселенной.

Веста
Паллада
Для уравнений теории относительности, применённых ко всей Вселенной, Эйнштейн стал искать решения, описывающие её состояние, не меняющееся со временем.
Для того чтобы уравновесить силы тяготения, он предположил, что кроме них во Вселенной существует сила отталкивания.
Эта сила должна быть универсальной, зависящей только от расстояния между телами и не зависящей от их массы.
Ускорение, которое она будет создавать этим телам, должно быть пропорционально расстоянию:
a = const•R.
Так в уравнениях появилась обусловленная гипотетическими силами отталкивания космологическая постоянная — лямбда-член.

Веста
Паллада
В 1922–1924 годах российский математик Фридман вывел из общей теории относительности Эйнштейна уравнения, которые описывали общее строение и эволюцию Вселенной.
Решения, полученные Фридманом для этих космологических уравнений, означали, что материя в масштабах однородной и изотропной Вселенной не может находиться в покое – Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться.
Суть этого вывода, сделанного на основе математически строгого решения уравнений, можно объяснить довольно просто, оперируя только привычными понятиями теории тяготения Ньютона.

Веста
Паллада
Объяснение нестационарности Вселенной
Будем исходить из предположения, что в больших масштабах распределение вещества во Вселенной можно считать однородным.
Тогда галактика, которая находится на поверхности шара произвольного радиуса, притягивается к его центру согласно закону всемирного тяготения с силой, прямо пропорциональной массе шара M и обратно пропорциональной квадрату его радиуса R.
Все остальные галактики, лежащие вне этого шара, не меняют величины этой силы.
Для доказательства этого важного утверждения произвольно выделим во Вселенной шаровой слой толщиной h такого радиуса, чтобы внутри него оказались не только галактика A, но и весь шар радиусом R.

Веста
Паллада
Объяснение нестационарности Вселенной

Веста
Паллада
Объяснение нестационарности Вселенной

Веста
Паллада
Объяснение нестационарности Вселенной

Веста
Паллада
Теоретические выводы Фридмана получили важное наблюдательное подтверждение в открытом Хабблом законе пропорциональности скорости удаления галактик их расстоянию:
v = HR.
Этот закон не выполняется только для нескольких ближайших галактик, включая туманность Андромеды.

Веста
Паллада
Точно такая же картина «разбегания» галактик будет наблюдаться для любой другой галактики Вселенной.
Разбегание галактик часто иллюстрируют тем, как расходятся точки,
нанесенные на поверхность надуваемого воздушного шарика

Веста
Паллада
Выберем в пространстве, занятом галактиками, произвольно направленную прямую, которая проходит через нашу Галактику.
На этой прямой окажется несколько галактик, которые удаляются со скоростями, подчиняющимися закону Хаббла, от нашей Галактики A (рис. а).
Теперь попробуем представить, какую картину разбегания галактик мы увидим, если перенесёмся на галактику B.
Для того чтобы определить скорости всех галактик относительно неё, надо из скоростей, изображённых на рисунке а, вычесть скорость галактики B (рис. б).
Полученная картина, которая представлена на рисунке в, принципиально не отличается от предыдущей: скорости удаления галактик по-прежнему пропорциональны расстояниям.

Веста
Паллада
Величина, обратная постоянной Хаббла, даёт примерную оценку времени, которое прошло с момента начала расширения Вселенной – примерно 13,5 млрд лет.
Открытие Хабблом «красного смещения» и работы Фридмана, показавшего, что Вселенная не может быть стационарной, явились только началом исследований эволюции Вселенной.

Веста
Паллада
Взаимное удаление галактик означает, что в прошлом они были гораздо ближе друг к другу, чем теперь.
В ещё более раннюю эпоху плотность вещества была так велика, что во Вселенной не могло существовать ни галактик, ни звёзд и никаких других наблюдаемых ныне объектов.
Расчёты прошлого, проведённые на основе космологических моделей Фридмана, показывают, что в момент начала расширения Вселенной её вещество должно иметь огромную (бесконечно большую) плотность.
Перед наукой встала задача изучения тех физических процессов, которые происходят в расширяющейся Вселенной на разных этапах её эволюции вплоть до современности, а также тех, которые предстоят во Вселенной в будущем.