Космология

Космология (от грц. kosmos
вселена, и logos — закон).

Космологията е дял от науката, който изучава най-общите възможни свойства на Вселената. Използват се фундаментални физични теории, наблюдателни данни от извънгалактичната астрономия, а за някои изводи е необходима и философията.

Не е лесно да се определят
отличителните черти на Вселената —
тя е единствена, уникална.

Огромните разстояния във Вселената и крайната скорост на разпространение на светлината водят до следния прост, но изключително важен факт: колкото по-далечни галактики наблюдаваме, толкова по-млади са те. Галактиката в съзвездието Андромеда (най-близката до нас гигантска галактика) напр. е на разстояние 2.106 св. г.; ние я наблюдаваме (сега, в момента) такава, каквато е била преди 2 млн. г. Когато наблюдаваме галактика на разстояние 1 млрд. св. г., тя ни се „представя“ с 1 млрд. г. по-млада! Наблюденията показват, че Вселената около нас (примерно до 1 млрд. св. г.) е по-структурирана, отколкото на по-голямо разстояние. Около Земята се наблюдават галактики, купове, свръхкупове, на голeми разстояния — само отделни галактики, а на още по-големи разстояния — само радиоизточници, които не показват никаква групируемост. Оттук следва, че нашата Вселена може да се приеме за еднородна (навсякъде плътността на материята е една и съща) и изотропна (свойствата по всички посоки са равнозначни).

Проникването в дълбочина е
равносилно на проникването във времето.

Първото най-голямо откритие в космологията е разширението на Вселената. През 1922—1924 г. съветският учен Александър Фридман получава решения на айнщайновите гравитационни уравнения (от общата теория на относителността), които показват, че Вселената трябва да бъде нестационарна — както свиваща се, така и разширяваща се. Няколко години по-късно американският астроном Едуин Хъбъл открива, че нашата Вселена действително се разширява.

През 1965 г. Пензиас и Уилсън (лауреати на Нобелова награда) откриват, че съществува строго изотропно излъчване, което пронизва Вселената и отговаря на излъчването на абсолютно черно тяло с температура 3 К. То се нарича реликтово (остатъчно) или фоново радиоизлъчване и потвърждава еднородността и изотропността на Вселената и е второто най-голямо откритие в космологията.

Вселената притежава структурност.
Дребномащабните структури са
галактиките (двойни, тройни,
изобщо кратни) Характерните им
размери са от ок. 105 до 106
св. г. Средномащабни са куповете
от галактики — ок. 107 св г., а
едромащабни (куповете от купове) –
ок 108 св. г. Засега не е известно
дали съществуват по-едромащабни
структури.

Разширението на Вселената, фоновото радиоизлъчване и структурността на Вселената са основата, върху която се гради космологията. Тези три факта може да бъдат обяснени само частично. Опит за такова обяснение е хипотезата на Големия взрив. Като се изхожда от сегашното разширение, преди 20 млрд. г. Вселената би трябвало да възникне от точка — т. нар. сингулярност.

Скоростите, с които се „разбягват“
галактиките, са пропорционални на
разстоянията до тях. Колкото
по-далечна е дадена галактика, с
толкова по-голяма скорост тя се
отдалечава от нас.

В твърде кратък интервал от време след Големия взрив температурата на излъчване (тогава Вселената е само лъчение) е толкова висока, че от фотоните се образуват всички известни елементарни частици. При по-нататъшното си разширяване Вселената преминава през няколко фази, описвани от теорията, като след това се образуват галактиките и звездите.

Космологията е призвана да даде отговор на въпроса, каква е нашата Вселена — евклидова, отворена или затворена. Ясно е, че когато се имат предвид разстояния до 107—108 св. г., пространството може да се разглежда като евклидово. Но възможно е и Вселената да е отворена — тогава тя ще се разширява вечно. Ако е затворена, това означава, че тя трябва да има, макар и огромен, но краен обем и да съдържа огромен, но краен брой галактики.

Този въпрос засега няма определен отговор, тъй като все още не е ясно каква е средната плътност на материята във Вселената.

Вж. Астрономия.

Няма коментари - Остави коментар

Вашият коментар

Вашият имейл адрес няма да бъде публикуван. Задължителните полета са отбелязани с *

*

Можете да използвате тези HTML тагове и атрибути: <a href="" title=""> <abbr title=""> <acronym title=""> <b> <blockquote cite=""> <cite> <code> <del datetime=""> <em> <i> <q cite=""> <strike> <strong>