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.

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.

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.

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.