Контрольные вопросы

 

1.     Пространство и время в теории относительности.

2.     Специальная теория относительности.

3.     Общая теория относительности.

4.     Релятивистская механика.

5.     Расширение Вселенной.

6.     Шкала космических расстояний.

7.     Космологические парадоксы.

8.     Релятивизм и общественные науки.

 

Лекция 9. Современная астрофизика Космология

 

Космология – физическое учение о Вселенной как целом, основанное на наблюдательных данных и теоретических выводах, относящихся к охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной. Теоретический фундамент космологии составляют основные физические теории (теория тяготения, теория электромагнитного поля, квантовая теория и др.).

 Важную роль в космологии играет тяготение, т.к. именно оно определяет взаимодействие масс на больших расстояниях, характерных для космологии, а следовательно и динамику космической материи.

 Вещество, входящее в состав звёзд, галактик, межгалактического газа и т.п., в прошлом имело иные свойства. Оно прошло, согласно современным космологическим представлениям, стадию чрезвычайно высоких плотностей и температур, ещё недоступных экспериментальной физике.

 Эпоха, соответствующая температуре Т » 10¹⁰—10⁸ К и времени расширения (t ~ 1 с), является, вероятно, наиболее ранней, о которой есть прямые наблюдательные свидетельства. В ту эпоху должно было происходить образование ядер гелия, дейтерия и других лёгких элементов из протонов и нейтронов. Содержание этих элементов в современном космическом веществе согласуется с расчётными значениями, что говорит об их космологическом происхождении. Тяжёлые же элементы синтезировались в звёздах.

 После образования ядер лёгких элементов (t ~ 100 с) вещество ещё длительное время (около 1 млн. лет) представляло собой плазму. В термодинамическом равновесии с плазмой находилось излучение. Температура вещества, т.е. протонов, электронов, ядер лёгких элементов, была равна температуре излучения, а спектр излучения был планковский. Высокие плотность и температура излучения не позволяли образовываться нейтральным атомам, так как было много фотонов, способных ионизовать вещество. После снижения температуры до Т   4000 К электроны смогли присоединиться к ядрам элементов – наступила т.н. эпоха разделения вещества и излучения. Фотоны перестали активно взаимодействовать с веществом, начали распространяться свободно и наблюдаются сейчас в виде равновесного микроволнового фонового излучения (реликтового излучения).

 Вероятно, уже на самых ранних стадиях эволюции Вселенной существовали незначительные отклонения от однородности и изотропии. В эпоху разделения вещества и излучения возмущения однородности и изотропии стали нарастать благодаря гравитационной неустойчивости. Полагают, что именно такие малые возмущения плотности вещества привели в конце концов к образованию наблюдаемой сейчас пространственной структуре в виде галактик и их скоплений.

 Современная Вселенная характеризуется высокой степенью однородности и изотропии лишь на больших масштабах, включающих много скоплений галактик, а в меньших масштабах, типичных для отдельных галактик и скоплений, – сильной неоднородностью и анизотропией. По этим причинам космология развивается в двух направлениях.

 Одно из них описывает крупномасштабную структуру современной Вселенной, её эволюцию и физические процессы в ранней Вселенной.

 Второе направление учитывает сколь угодно большие отклонения от однородности и изотропии (его называют также теорией анизотропной неоднородной Вселенной), оно плодотворно используется при описании развития и образования мелкомасштабной структуры Вселенной.