🌌🌟Основы космологии

🌌🌟Основы космологии.

Космология — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Её фундамент составляют математика, физика и астрономия.

Ключевые теоретические основы

Общая теория относительности (ОТО) Эйнштейна (1915–1916) — основа современной космологии. В 1917 г. Эйнштейн опубликовал работу «Космологические соображения к общей теории относительности», где предположил, что Вселенная:

однородна (одинакова в любых точках);

изотропна (одинакова по всем направлениям);

стационарна (не меняется со временем).

Для обеспечения стационарности он ввёл «космологический член» в уравнения гравитационного поля.

Модель Фридмана (1922) — нестационарное решение уравнений Эйнштейна. А. А. Фридман показал, что изотропная Вселенная может расширяться из начальной сингулярности.

Теория Большого взрыва — общепринятая модель, подтверждённая открытием Э. Хаббла в 1929 г.:

Космологическое красное смещение галактик — доказательство их разбегания.

Реликтовое излучение (открыто в 1965 г.) — микроволновой фон с температурой около 3 К, остаток горячей ранней Вселенной.

Инфляционная модель — дополнение к теории Большого взрыва, объясняющее:

большой размер Вселенной;

её однородность в крупных масштабах;

близость средней плотности материи к критическому значению Ω

0

​

=1.

Основные компоненты современной Вселенной

Тёмная материя — невидимая масса, проявляющаяся через гравитационное воздействие (например, на вращение галактик).

Тёмная энергия — гипотетическая форма энергии, вызывающая ускоренное расширение Вселенной.

Обычное (барионное) вещество — составляет лишь ~5 % полной плотности энергии Вселенной.

Ключевые наблюдаемые явления

Расширение Вселенной — описывается законом Хаббла: скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до неё: v=H

0

​

⋅d, где H

0

​

 — постоянная Хаббла.

Крупномасштабная структура — скопления галактик, сверхскопления, войды (пустоты) и галактические нити.

Космологическая сингулярность — предполагаемое начальное состояние Вселенной с бесконечной плотностью и температурой.

Важные космологические параметры

Возраст Вселенной — около 13,8 млрд лет.

Критическая плотность — пограничное значение плотности, определяющее геометрию пространства (плоская, открытая или замкнутая Вселенная).

Параметр Хаббла H

0

​

 — характеризует скорость расширения (современные оценки: ~67–73 км/с на мегапарсек).

Современные вызовы и открытые вопросы

Природа тёмной материи и тёмной энергии.

Механизм инфляции и её начальные условия.

Судьба Вселенной (будет ли расширение продолжаться вечно или сменится сжатием).

Возможность существования мультивселенной (multiverse).

Таким образом, космология объединяет наблюдения, теорию и моделирование, чтобы понять происхождение, структуру и будущее Вселенной.