Космология
Материал из Науки — свободной энциклопедии.
| Космология |
 |
| Изучаемые объекты и процессы |
| Наблюдаемые процессы |
| Теоретические изыскания |
| Родственные темы |
| |
Космолóгия (космос + -логия) — раздел астрономии и физики, изучающий свойство и эволюцию Вселенной в целом.
Содержание |
[править] История космологии
Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.
[править] 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.
Группа учёных во главе с Андреем Линде сформулировала теорию хаотической инфляции, благодаря которой у учёного мира в начале XXI века сформировалось определённое и весьма детальное видение того, что происходило с миром с момента его рождения и до окончания эпохи нуклеосинтеза, но дальнейшие этапы развития Вселенной по прежнему недостаточно поняты.
[править] Ранняя Вселенная
- Основная статья: Большой Взрыв
[править] Планковская эпоха
Самая ранняя эпоха, 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 эпохой космической инфляции (около 10-37 секунд), во время которой Вселенная расширилась во много раз.
[править] Эпоха великого объединения
[править] Эпоха электрослабых взаимодействий
[править] Эпоха адронов
[править] Эпоха лептонов
[править] 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, т.е. это всё элементы с малым атомным весом.
[править] Эпоха деионизации
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 набюдать в виде реликтового излучения.
[править] Современная Вселенная
[править] Крупномасштабная структура
- Основная статья: Крупномасштабная структура Вселенной
[править] Скрытая масса и тёмная энергия
- Основная статья: Скрытая масса
«Нормальная» барионная материя составляет только около 0,5% массы современной Вселенной. Природа остальной части материи недостаточно изучена. Примерно 30% скрытой массы составляет «тёмная материя», взаимодействующая с нормальной материей только гравитационно. Остальная часть энергии Вселенной заключена в ещё более загадочной «тёмной энергии».
