Определение слова «космология»

Толковый словарь Ефремовой:

космология ж.
Учение об общих закономерностях строения всей охватывающей астрономическими наблюдениями Вселенной.

Толковый словарь Ушакова:

КОСМОЛО́ГИЯ, космологии, мн. нет, ·жен. (от ·греч. kosmos — мир и logos — учение). Общее учение о мире в его целом. Космология Лейбница. Индусская космология.

Большой энциклопедический словарь:

КОСМОЛОГИЯ (от космос и ...логия) — физическое учение о Вселенной как целом, основанное на результатах исследования наиболее общих свойств (однородности, изотропности и расширения) той части Вселенной, которая доступна для астрономических наблюдений. Теоретический фундамент космологии составляют основные физические теории (общая теория относительности, теория поля и др.) — эмпирическую основу — внегалактическая астрономия. Общие выводы космологии имеют важное общенаучное и философское значение. В современной космологии наиболее распространена модель горячей Вселенной, согласно которой в расширяющейся Вселенной на ранней стадии развития вещество и излучение имели очень высокую температуру и плотность. Расширение привело к их постепенному охлаждению, образованию атомов, а затем (в результате гравитационной конденсации) — протогалактик, галактик, звезд и других космических тел. Наблюдаемое реликтовое излучение с температурой ок. 3 К — это "остывшее" излучение, сохранившееся с ранних стадий развития Вселенной. К важнейшим, еще не решенным проблемам космологии относятся проблемы начального сверхплотного состояния Вселенной (т. н. сингулярности) и конечной фазы ее существования (возможности возвращения в состояние сингулярности).

Большая советская энциклопедия:

Космология
(от Космос и ...Логия
учение о Вселенной (См. Вселенная) как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной как части целого; раздел астрономии. Выводы К. (модели Вселенной) основываются на законах физики и данных наблюдательной астрономии, а также на философских принципах (в конечном счёте — на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом К. является положение, согласно которому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы (распространены) на значительно большие области, в конечном счёте — на всю Вселенную. Без этого постулата К. как наука невозможна.
Космологические теории разных эпох (а часто и относящиеся к одной и той же эпохе) существенно различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы принимаются в качестве достаточно универсальных и кладутся в основу К. Степень универсальности принципов и законов не может быть проверена непосредственным путём, но построенные на их основе модели должны допускать проверку; для наблюдаемой области Вселенной («астрономической Вселенной») выводы из глобальной модели должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае не противоречить им), а также предсказывать новые явления, которые ранее не наблюдались. Из необозримого множества моделей, которые можно построить, лишь очень немногие могут удовлетворить этому критерию. В 70-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятивистской К.) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.
Историческая справка. В наивной форме космологические представления зародились в глубочайшей древности в результате попыток человека осознать своё место в мироздании. Эти представления являются характерной составной частью различных мифов и верований. Более строгим логическим требованиям удовлетворяли космологические представления античных философов школ Демокрита, Пифагора, Аристотеля (См. Аристотель) (5—4 вв. до н. э.). Влияние Аристотеля на К. сохранялось на протяжении почти двух тысячелетий. Первая математическая модель Вселенной, основанная на всей совокупности данных астрономических наблюдений, представлена в «Альмагесте» (2 в. н. э.); эта геоцентрическая система мира (См. Системы мира) объясняла все известные в ту эпоху астрономические явления и господствовала около полутора тыс. лет. За это время не было сделано практически никаких астрономических открытий, но стиль мышления существенно изменился. Предложенная Н. Коперником (16 в.) гелиоцентрическая система мира, несмотря на противодействие христианского догматизма, получала всё более широкое признание, особенно после того как Г. Галилей, применив для астрономических наблюдений телескоп, впервые (1-я половина 17 в.) обнаружил факты, которые трудно было совместить с геоцентрической системой. Ещё до этого Дж. Бруно, в соответствии с учением Коперника, сделал философский вывод о бесконечности Вселенной и отсутствии в ней какого-либо центра; этот вывод оказал большое влияние на всё последующее развитие К. Основанная на учении Коперника революция в К. явилась исходным пунктом революции в астрономии и естествознании в целом. Закон всемирного тяготения (И. Ньютон, 1685), в самом названии которого подчёркнута его космологическая универсальность, дал возможность рассматривать Вселенную как систему масс, взаимодействия и движения которых управляются этим единым законом. Однако при применении ньютоновой физики к бесконечной системе масс обнаружились т. н. Космологические парадоксы.
Возникновение современной К. связано с созданием релятивистской теория тяготения (См. Тяготение) (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактической астрономии (См. Внегалактическая астрономия) (20-е гг.). На первом этапе развития релятивистской К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (Кривизна пространства-времени и возможная замкнутость пространства). Начало второго этапа можно было бы датировать работами А. А. Фридмана (1922—24), в которых было показано, что искривленное пространство не может быть стационарным, что оно должно расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия закона красного смещения (См. Красное смещение) (Э. Хаббл, 1929). На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (Г. Гамов, 2-я половина 40-х гг.). Основное внимание теперь переносится на физику Вселенной — состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было очень необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает Релятивистская астрофизика, которая заполняет существовавшую брешь между К. и астрофизикой.
Геометрия и механика Вселенной. В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат два постулата: 1) наилучшим известным описанием гравитационного поля являются уравнения Эйнштейна; из этого следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии). 2) Во Вселенной нет каких-либо выделенных точек (однородность) и выделенных направлений (изотропия), т. е. все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто называют космологическим постулатом, его можно назвать также обобщённым принципом Дж. Бруно. Если дополнительно предположить, что Космологическая постоянная равна нулю, а плотность массы создаётся главным образом веществом (фотонами и нейтрино можно пренебречь), то космологические уравнения приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна пространства отрицательна или, в пределе, равна нулю, пространство бесконечно (открытая модель); в такой модели все расстояния со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пространства положительна, пространство конечно (но столь же безгранично, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции кривизна уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая — замкнутой. Начальные стадии эволюции обеих моделей совершенно одинаковы: должно было существовать особое начальное состояние с бесконечной плотностью массы и бесконечной кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение.
Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала расширения принят за начало отсчёта времени (t = 0). По оси ординат отложен некоторый масштабный фактор R, в качестве которого может быть принято, например, расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R = R (t) изображается на рисунке сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорциональна 1/R2). Заметим ещё, что относительная скорость изменения расстояний есть не что иное, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. В начальный момент (t 0) фактор R 0, а параметр Хаббла Н . Из космологических уравнений следует, что при заданном Н равная нулю кривизна может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы kp = 3c2H2/G, где с — скорость света, G — гравитационная постоянная. Если > kp пространство замкнуто, при kp пространство является открытым.
Физика Вселенной. Указанные выше постулаты достаточны для суждений об общем характере эволюции и приводят, в частности, к выводу о чрезвычайно высокой начальной (при малых значениях t) плотности. Однако плотность не даёт исчерпывающей характеристики физического состояния: нужно знать ещё, например, температуру. Задание тем или иным путём характеристик начального состояния представляет третий постулат (гипотезу) релятивистской К., независимый от первых двух. Начиная с 60—70-х гг. обычно принимается постулат «горячей» Вселенной (предполагается высокая начальная температура). Приняв этот постулат, можно сделать несколько очень важных выводов. Во-первых, при очень малых значениях t не могли существовать не только молекулы или атомы, но даже и атомные ядра; существовала лишь некоторая смесь разных элементарных частиц (включая фотоны и нейтрино). На основе физики элементарных частиц можно рассчитать состав такой смеси на разных этапах эволюции. Во-вторых, зная закон расширения, можно указать, когда существовали те или иные условия: плотность вещества изменяется обратно пропорционально R3 или t2, плотность излучения ещё быстрее — обратно пропорционально R4 и т. д. Поскольку расширение вначале к тому же идёт с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и температура могли существовать только очень короткое время. Действительно, если при t = 0 плотность = , то уже при t — 0,01 сек плотность упадёт до ~ 1011 г/см3. Во Вселенной в это время существуют фотоны, электроны, позитроны, нейтрино и антинейтрино; нуклонов ещё очень мало. В результате последующих превращений получается смесь лёгких ядер (по-видимому, две трети водорода и одна треть гелия); все остальные химические элементы формируются из них, причём намного позднее, в результате ядерных реакций в недрах звёзд. Оставшиеся фотоны и нейтрино на очень ранней стадии расширения перестают взаимодействовать с веществом и должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения (См. Реликтовое излучение), свойства которого можно предсказать на основе теории «горячей» Вселенной. В-третьих, хотя расширение вначале идёт очень быстро, процессы превращений элементарных частиц протекают несравненно быстрее, в результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамического равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопическими параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную (т. е. за первые 10-4 сек расширения), не мешает делать более или менее достоверные суждения о более поздних состояниях, например начиная с t = 10-2 сек, когда состояние вещества является «обычным», известным современной микрофизике.
Наблюдательная проверка. Выводы релятивистской К. имеют радикальный, революционный характер, и вопрос о степени их достоверности представляет большой общенаучный и мировоззренческий интерес. Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высокой удельной энтропии («горячая» Вселенная) и об искривлённости пространства. Несколько более частный характер имеют проблемы знака кривизны, а также степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности надёжно подтвержден: космологическое красное смещение, наблюдаемое вплоть до z — 2 и больше, свидетельствует о том, что область Вселенной с линейными размерами порядка несколько млрд. пс расширяется, и это расширение длится по меньшей мере несколько млрд. лет (объекты, находящиеся на расстоянии 1 млрд. пс, мы видим такими, какими они были около 3 млрд. лет тому назад). Столь же основательное подтверждение нашла и концепция «горячей» Вселенной: в 1965 было открыто реликтовое радиоизлучение, причём его свойства оказались весьма близкими к предсказанным. Последующее детальное изучение позволило установить, что реликтовое излучение к тому же в высокой мере, с точностью до долей процента, изотропно. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более чем 0,99 своей истории изотропна. Это, естественно, повышает доверие к однородным изотропным моделям, которые до этого рассматривались как весьма грубое приближение к действительности.
Наличие же кривизны пространства пока нельзя считать доказанным, хотя оно весьма вероятно, если учитывать подтверждение др. выводов релятивистской К. Кривизна непосредственно никак не может быть измерена. Косвенно она могла бы быть определена, если бы была известна средняя плотность массы или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономические наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности светящегося вещества около 10-31 г/см3. Определить плотность тёмного вещества, а тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее, и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного вещества). Если принять современное значение постоянной Хаббла Н = 1,710-18 сек-1 то kp = 610-30 г/см3. Таким образом, на основе имеющихся наблюдательных данных (10-31 < < 10-29) нельзя сделать никакого выбора между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далёком будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределённость никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину и без того достаточно неопределённую. Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее с момента изначального взрыва, составляло бы T0 = = 61017 сек = 18 млрд. лет. Но расширение, как видно из приведённых выше графиков, идёт с замедлением, поэтому время T, истекшее с момента начала расширения, меньше T0. Так, при = kp имеем: Т = 2/3Т0 = 12 млрд. лет. Для > kp, т. е. для замкнутых моделей, Т ещё меньше. С др. стороны, если космологическая постоянная не равна строго нулю, то существуют и др. возможности, например длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки миллиардов лет.
Нерешенные проблемы. Релятивистская К. объясняет наблюдаемое современное состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, которые ещё не решены. Так, для изучения состояния вещества с плотностями, намного порядков выше ядерной плотности, нужна совершенно новая физическая теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квантовой теории), Для исследований же состояния вещества при бесконечной плотности (и бесконечной кривизне пространства — времени) пока нет даже надлежащих математических средств. Кроме всего прочего, в такой ситуации должна нарушаться непрерывность времени и вопрос о том, что было «до» t = 0 применительно к обычному (метрическому) понятию времени, лишён смысла; необходимо то или иное обобщённое понятие времени. В решении этой группы проблем делаются лишь первые шаги.
По мере развития теории, а также средств и методов наблюдений будет уточняться само понятие космологической Вселенной. В рамках современной К. довольно естественно считать Метагалактику (См. Метагалактика) единственной. Но вопросы топологии пространства — времени разработаны ещё недостаточно для того, чтобы составить представление о всех возможностях, которые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.
Не исключено, что столь же трудно будет объяснить зарядовую асимметрию во Вселенной: в нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы, а вероятно, и в пределах всей Галактики) имеет место подавляющее количественное преобладание вещества над Антивеществом. Между тем, согласно современным теоретическим представлениям, вещество и антивещество совершенно равноправны. К. пока не даёт достаточно убедительного объяснения такого противоречия.
Пока нет также убедительной теории возникновения звёзд и галактик (пограничная проблема К. и космогонии (См. Космогония)). Эта проблема по меньшей мере столь же трудна, как и др. фундаментальные проблемы возникновения в современной науке (возникновения планет, возникновения жизни). Существует и ряд др. нерешённых проблем К.
Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967; Наблюдательные основы космологии. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., Космология, в кн.: Физический энциклопедический словарь, т. 2, М., 1962; Бесконечность и Вселенная, Сб., М., 1969; Peebles, P. J. E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.
Г. И. Наан.

Рис. 1 к ст. Космологические парадоксы.

Рис. 2 к ст. Космологические парадоксы.

Толковый словарь Даля:

космология
См. космос

Большой словарь иностранных слов:

Космологии, мн. нет, ж. [от греч. kosmos – мир и logos – учение]. Общее учение о мире в его целом. Космология Лейбница. Индусская космология.

Словарь по индуизму, джайнизму и сикхизму:

В развитых мифологич. системах комплекс религ.-филос. представлений о мироустройстве (космография), происхождении вселенной (космогония) и гибели мира в результате вселенской катастрофы (эсхатология). Антропоморфная модель мироздания, акцентирующая внимание на изоморфности микро и макрокосма (человека и вселенной), и зооморфные (териоморфные) образы мира (змей, слон, поддерживающие землю) соуживаются в древности с растительными (мировое дерево, иногда перевернутое) и комбинированными (божество на дереве — Кришна-Нараяна в "Махабхарате"). В древнейшей картине мира существует двоичное противопоставление космич. зон — Неба и Земли (ранний ведизм), к-рое позже сменяется троичным делением мироздания, включающим также и промежуточное, лежащее между этими сферами пространство. С упрочением оппозиции "небесное/хтоническое" ("боги/демоны") троичная схема вселенной варьируется как "небо — земля — подземный мир" (ведизмбрахманизм), составляя основу умножения числа миров на космич. вертикали (индуизм). Усложнение системы горизонтальных пространственных координат (индуистская космография) состоит в появлении в модели мира, наряду с основными, промежуточных сторон света. Космологич. мифы устанавливают пространственно-временные координаты организованной вселенной, противополагаемой неупорядоченному хаосу, космизация, упорядочивание к-рого уже в архаич. мифологии связывается с актом творения, актуализируемым в календарной новогодней обрядности. Место совершения и время этого "перводействия" отождествляются с наделяемыми высочайшей сакральностью центром мира (в др.-инд. космологии — гора Меру) и мифологич. "началом времен". Первоэлементами при творении космоса выступают обычно стихии (огонь, вода, земля, воздух, эфир), тогда как процесс и одновременно результат космизации хаоса предстают в типологически раз л. формах: как создание мирового пространства (разъединение ригведийским Индрой Неба и Земли); установление опоры мироздания (мировое дерево, гора и т. п.); посредничество между космическими сферами (три шага Вишну в "Ригведе"); возникновение сущего из единого источника (Золотой зародыш, Мировое яйцо); вселенная как итог космич. жертвоприношения Пуруши, как единое божество (Кришна в "Бхагавадгите"), как результат деятельности демиурга, бога-творца (Брахма в индуизме) и т. д. Эсхатологич. сюжеты о мировом первопотопе, за к-рым следует возрождение жизни, присутствуют в мифологии древних народов Средиземноморья, Ближнего, Среднего и Дальнего Востока, Южной и Юго-Восточной Азии (на Индийском субконтиненте этот сюжет зафиксирован впервые в "Шатапатха-фохлшне").
В основе же развитых представлений об эволюции мира на протяжении длительных периодов (греч. "века", инд. "юги") лежит циклическая концепция времени, свидетельствующая о зарождении, хотя и в мифологизированной форме, интереса к истории, к-рая открывается "Золотым веком" (инд. Крита-юга). Гибель мироздания, обусловленная моральной деградацией человечества, означает наступление хаоса (в индуизме последовательность стихий такова: семь солнц, засуха, космический пожар, ливень, наводнение; кульминация вселенской катастрофы — всемирный потоп-пралая). Представление о циклич. повторяемости периодов огромной протяженности несколько нивелируется самой их космич. длительностью, что способствует "выпрямлению" временного циклизма и осознанию историчности времени.
С. Невелева

Толковый словарь Кузнецова:

космология
КОСМОЛОГИЯ -и; ж. [от греч. kosmos — вселенная и logos — учение] Учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономическими наблюдениями Вселенной. // Раздел астрономии, посвящённый этому учению.
Космологический, -ая, -ое.

Малый академический словарь:

космология
-и, ж.
Учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономическими наблюдениями Вселенной.
||
Раздел астрономии, посвященный этому учению.
[От греч. — вселенная и — учение]

Орфографический словарь Лопатина:

орф.
космология, -и

Толковый словарь Ожегова:

КОСМОЛОГИЯ, и, ж. Учение о Вселенной.
| прил. космологический, ая, ое.

Физический энциклопедический словарь:

(от греч. kosmos — мир, Вселенная и logos — слово, учение), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астр. наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого; раздел астрономии. Выводы К. основываются на законах физики и данных наблюдат. астрономии, а также философских принципах (в конечном счёте — на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом К. явл. положение, согласно к-рому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счёте — на всю Вселенную.
Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физ. принципы и законы кладутся в основу К. Построенные на их основе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, выводы теории должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае, не противоречить им), теория должна предсказывать новые явления. В 80-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятив. К.) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.
Возникновение совр. К. связано с созданием релятив. теории тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактич. астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятив. К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (кривизна четырёхмерного пространства-времени и возможная замкнутость Вселенной). Начало второго этапа можно датировать работами сов. учёного А. А. Фридмана (1922— 1924), в к-рых он показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим в-вом, не может быть стационарной — она должна расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия красного смещения (эффекта «разбегания» галактик) амер. астрономом Э. Хабблом (1929). В результате на первый план выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (амер. физик Г. Гамов, 2-я пол. 40-х гг.), в к-рых осн. внимание переносится на физику Вселенной — состояние в-ва и физ. процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиб. ранние стадии, когда состояние было необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большое значение законы термодинамики, данные яд. физики и физики элем. ч-ц. Возникает релятив. астрофизика, к-рая заполняет былую брешь между К. и астрофизикой.
В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат: ур-ния Эйнштейна общей теории относительности, из них следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии); представления об однородности и изотропности Вселенной (во Вселенной нет к.-л. выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны). Последнее утверждение часто называют космологич. постулатом. Если дополнительно предположить, что во Вселенной отсутствуют гипотетич. силы, возрастающие с расстоянием и противодействующие тяготению в-ва, а плотность массы создаётся гл. обр. в-вом, то космологич. ур-ния приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна трёхмерного пр-ва отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна (открытая модель); в такой модели расстояния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пр-ва положительна, Вселенная конечна (но столь же безгранична, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции Вселенной кривизна трёхмерного пр-ва уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая — замкнутой. Нач. стадии эволюции по обеим моделям совершенно одинаковы: должно было существовать особое нач. состояние — сингулярность с огромной (не меньше чем с планковской 1093 г/см3) плотностью массы и кривизной пр-ва и взрывное, замедляющееся со временем расширение.
Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала принят за начало отсчёта времени (t=0).
По оси ординат отложен нек-рый масштабный фактор R, в качестве к-рого может быть принято, напр., расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R=R(t) изображается на рис. сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорц. 1/R2). Заметим ещё, что относит. скорость изменения расстояний 1/R•dR/dt=H есть не что иное, как Хаббла постоянная (точнее, параметр Хаббла). В нач. момент (t®0) фактор R®0, а параметр Хаббла H®?. В наше время значение Н лежит в пределах 50—100 (км/с)/Мпк, что соответствует времени расширения от 10 до 20 млрд. лет. Из космологич. ур-ний следует, что при заданном Н равная нулю кривизна трёхмеряого пр-ва может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы rкp= Зс2H2/G, где G — гравитационная постоянная. Если r>rкр, то мир замкнут, при r<=1013 К) вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы или атомы, но даже и ат. ядра; существовала лишь равновесная смесь разных элем. ч-ц (включая фотоны и нейтрино). На основе физики элем. ч-ц можно рассчитать состав такой смеси при разных темп-pax Т, соответствующих последоват. этапам эволюции. Ур-ния К. позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и изменение её физических параметров в процессе расширения. Согласно этому закону, плотность числа ч-ц вещества уменьшается лропорц. R-3 (или t-2), плотность излучения =R-4 и т. д. Поскольку расширение вначале к тому же идёт с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и темп-ра могли существовать только очень короткое время. Действительно, уже при t»0,01 с плотность упадёт от бесконечного (формально) значения до =1010 г/см3. Во Вселенной в момент t=0,01 с должны были сосуществовать фотоны, эл-ны, позитроны, нейтрино и антинейтрино, а также небольшая примесь нуклонов (протонов и нейтронов). В результате последующих превращений к моменту t»3 мин из нуклонов образуется смесь лёгких ядер (2/3 водорода и 1/3 гелия по массе; все остальные хим. элементы синтезируются из этого дозвёздного в-ва, причём намного позднее, в результате яд. реакций в недрах звёзд; (см. НУКЛЕОСИНТЕЗ)). В момент образования нейтральных атомов гелия и водорода (рекомбинация нуклонов и электронов в атомы произошла при t=106 лет) вещество становится прозрачным для оставшихся фотонов, и они должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения, свойства к-рого можно предсказать на основе теории «горячей» Вселенной. Хотя расширение вначале идёт очень быстро, процессы превращений элем. ч-ц в самом начале расширения протекают несравненно быстрее, в результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамич. равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопич. параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную, не мешает делать б. или м. достоверные суждения о более поздних состояниях, описываемых законами совр. физики микромира. Общие законы физики надёжно проверены при яд. плотностях (=1014 г/см3), эту плотность имеет Вселенная спустя 10-4 с от начала расширения. Следовательно, физ. св-ва эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению со времени 10-4 с от состояния сингулярности (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности). Выводы релятив. К. имеют радикальный, революц. характер, и вопрос о степени их достоверности представляет большой общенауч. и мировоззренческий интерес. Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высоких значениях плотности и темп-ры в начале расширения («горячая» Вселенная) и об искривлённости пространства-времени. Несколько более частный характер имеют проблемы знака кривизны трёхмерного пр-ва окружающего мира, а также степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности надёжно подтверждён космологич. красным смещением; наблюдаемая область Вселенной с линейными размерами порядка неск. млрд. парсек расширяется, и это расширение длится по меньшей мере неск. млрд. лет (объекты, находящиеся на расстоянии 1 млрд. пк, мы видим такими, какими они были ок. 3 млрд. лет тому назад). Столь же основат. подтверждение нашла и концепция «горячей» Вселенной: в 1965 было открыто реликтовое излучение, к-рое оказалось в высокой мере, с точностью до долей процента, изотропным, а спектр его равновесным (планковским) с T»3K. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более чем 0,99 времени своего существования изотропна. Это, естественно, повышает доверие к однородным изотропным моделям, к-рые до этого рассматривались как весьма грубое приближение к действительности.
Кривизна трёхмерного пр-ва пока не измерена. Её можно было бы определить, если бы была известна ср. плотность массы во Вселенной или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономич. наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности в-ва, входящего в видимые галактики, ок. 3•10-31 г/см3. Определить плотность скрытого (невидимого) в-ва, а тем более плотность, создаваемую нейтрино (если масса нейтрино не равна нулю), гораздо труднее, и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного в-ва). На основе имеющихся наблюдат. данных (103-31rкр, т. е. для замкнутых моделей, Т ещё меньше. С др. стороны, если существуют космологнч. силы, соответствующие отталкиванию, то оказывается возможной, напр., длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки млрд. лет.
Релятив. К. объясняет наблюдаемое совр. состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, к-рые ещё не решены. Так, для изучения состояния в-ва с плотностями на много порядков выше яд. плотности нужна совершенно новая физ. теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квант. теории). Подходы же к изучению сингулярности пока лишь намечаются.
По мере развития К. возник вопрос о единственности Вселенной. В рамках совр. К. довольно естественно считать Метагалактику единственной. Но вопросы топологии пространства-времени разработаны ещё недостаточно для того, чтобы составить представление о возможностях, к-рые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.
Существует проблема зарядовой асимметрии во Вселенной; в нашем космич. окружении (во всяком случае, в пределах Солн. системы и Галактики, а вероятно, и в пределах всей Вселенной) имеет место подавляющее количеств. преобладание в-ва над антивеществом. Причины, приведшие к наблюдаемой асимметрии между веществом и антивеществом своими корнями уходят, по-видимому, в самые ранние стадии развития Вселенной.
К успешно решаемым проблемам К. относится образование скоплений галактик и отд. галактик. Они возникли после стадии рекомбинации благодаря росту имевшихся небольших неоднородностей в распределении в-ва и влиянию гравитац. неустойчивости. Ряд др. проблем К. (проблема сингулярности, выбора космологич. моделей и др.) пока ещё не решены.

Научно-технический словарь:

КОСМОЛОГИЯ, отрасль науки, которая объединяет методы астрономии, математики и физики для того, чтобы понять строение и эволюцию Вселенной. В прошлом космологию считали делом теологов и философов; в настоящее время это всеобъемлющая наука, проделавшая большой путь на протяжении XX в. Открытие, сделанное в 1920-е гг. Эдвином ХАББЛОМ, что галактики расходятся, послужило основой теории РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ВСЕЛЕННОЙ, начало которой, возможно, положил БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ. К этим теориям примыкает также ТЕОРИЯ ПУЛЬСИРУЮЩЕЙ ВСЕЛЕННОЙ. Существует также важная ТЕОРИЯ СТАЦИОНАРНОЙ ВСЕЛЕННОЙ, утверждающая, что имеет место процесс постоянного создания вещества. Наблюдения за наиболее отдаленными областями космоса, сделанные в середине 1960-х гг., позволили астрономам составить картину Вселенной, которую они считают отражением ситуации, сложившейся несколько сотен тысяч лет назад. Эти наблюдения обычно считают подтверждением теории Большого взрыва.

Грамматический словарь Зализняка:

Космология, космологии, космологии, космологий, космологии, космологиям, космологию, космологии, космологией, космологиею, космологиями, космологии, космологиях

Смотреть другие определения →