X
о
О
О
о.
X
О
и о
л Q л 4BU
неоднородности плотности, эволюция к-рых в конце концов приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной. .
Теория рассматривает и др. возможные причины инфляции (помимо особого состояния скалярного поля) в самом начале расширения Вселенной.
Границу применимости самых общих концепций совр, физики в К. представляет плотность рПл~ Ю8В г/см3
(т. н. нланковская плотность), при к-рой должны проявляться ещ╦ не изученные квантовые свойства пространства-времени и тяготения. Существуют гипотезы о рождении Вселенной с планковской плотностью из вакуума.
Модель раздувающейся (инфляционной) Вселенной да╦т возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной, вызванная экспоненциальным расширением, сглаживающим все неоднородности, простирается на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но вс╦ же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзо-тич. образования, предсказываемые теоретич. физикой, ≈ доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей ≈ др. области Вселенной (иногда их паз. «другими вселенными») с иными свойствами, чем та область, к-рая доступна наблюдениям.
Лит..- Зельдович Я. Б., Новиков И, Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975; Вейнберг С,, Гравитация и космология, пер, с англ., М., 1975; П и 0 л с Ф. Д ж. Э., Структура Вселенной в больших масштабах, пер. с англ., М,, 1983; Линде А. Д., Раздувающаяся Вселенная, <-УФШ, 1984, т. 144, с. 177. И. Д. Новиков.
КОСМОХРОНОЛбГИЯ (от греч. kosmos ≈ мир, Все^ ленная, chronos ≈ время и logos ≈ слово, учение) ≈ одно из направлений космологии, устанавливающее возраст разл. астр, объектов (планет, Солнца, зв╦зд, галактик] и Вселенной в целом.
Для определения возраста в К. применяют как методы наземной наблюдательной астрономии, так и методы внеатмосферной астрономии, позволяющие изучать движение космич. объектов и определять их хим. и изотопный состав.
В К. используют также данные геохроиоло-г и и о возрасте геологич. образцов, метеоритов и лунного вещества (см. Изотопная хронология]. Выводы К. основываются на фундам. физ. законах и представлениях космологии об эволюции космич. объектов и Вселенной в целом.
Осн. проблема К. ≈ определение возраста Вселенной T(j. С открытием красного смещения линий в спектрах дал╦ких галактик и развитием представлений о расширяющейся Вселенной удалось получить первую оценку Тц {за начало отсч╦та принимается момент взрывного качала расширения Вселенной, см. Сингулярность космологическая]. В простейшем приближении связь между расстоянием г до дал╦кого внегалактич. объекта в расширяющейся Вселенной и скоростью v его удаления записывается в виде v=H(lr (см. Хаббла закон), где коэф, Я0= (50≈ 100) (км/с)/Мпк наз. постоянной Хаббла.
Величина t= 1/Я0 ≈ Т ц («время Хаббла») представляет собой время, в течение к-рого произошло расширение видимой части Вселенной ≈ разл╦т самых удал╦нных из наблюдаемых объектов Вселенной (при условии, что расширение происходило равномерно с совр. скоростью). Из данных наблюдений следует, что Тц заключено в пределах (10≈20) млрд. лет. Имеющаяся неопредел╦нность в значении Т ц обусловлена трудностями определения Я0 (гл. обр. большими погрешностями в нахождении расстояний до дал╦ких галактик, их скоплений и квазаров, см. Расстояний шкала в астрономии).
ЕСЛИ принять (см. Космологические модели), что ранняя Вселенная расширялась с большей скоростью,
то время расширения характеризуется более сложной зависимостью:
Гс/=тг/<а* Л). (1)
Здесь Й^ро/рс, где р0≈ (3≈5) ЛО"31 г/см3 ≈ ср. плотность материи во Вселенной к настоящему времени (реальное значение рп, по-видимому, больше за сч╦т ненаблюдаемой скрытой массы), рс ≈10~29≈5*10~3* г/см3 ≈ критическая плотность Вселенной, Л≈ космологическая постоянная. Функциональная связь между Тц, Q и Л, различная в разных однородных и изотропных космологии, моделях, приводит к значениям Т ц, сильно различающимся в зависимости от используемых значений И и Л, к-рые ещ╦ недостаточно точно определены.
20
30
40 t, млрд,лег
Рис. 1. Зависимость «радиуса» Вселенной ≈ масштабного фактора Я (нормированного на наблюдаемое значение Я0) от времени t для различных значений плотности р└, эквивалентной плотности вакуума р^≈А и параметра метрики k (значения
плотности даны в единицах 10~3" г/сма): 1 ≈ pft = (!T5, р.?=10, k = Q; 2 ≈ р0=0,6, р=13, ft = +l; 3 ≈ pQ=-0.5, p=0, k =≈1;
Рис. 1 иллюстрирует нач. этап эволюции Вселенной от момента г=0 до настоящего времени f0 в нек-рых однородных изотропных космологич. моделях (кривые 1, 2, 3,4,5 ≈ зависимость R от t для разных космологич. моделей, где R ≈ масштабный фактор, связанный с расстоянием до «горизонта» Всолеиной ≈ см. Горизонт частицы, а Л0 ≈ значение R в момент i0). В зависимости от выбранных значений р0, плотности вакуума ру~Л и параметра метрики космологической модели k (k = ≈ 1, 0, +1) получаются разные значения T{j=tn. Среди возможных решений ур-нип, онисывpro-щи х расширение Вселенной, есть и такие, к-рые дают вначале затянутое расширение, даже с задержкой на определ, радиусе, а затем ускоренное расширение. Т. о., значения Тц, полученное из однородных изотропных Космологич. моделей, различаются в два раза (10≈20 млрд. лет) при использовании простейших соотношений, следующих из закона Хаббла, а для нек-рых моделей (с Л-членом в ур-ниях теории тяготения Эйнштейна) эти различия еще больше.
Второй способ определения возраста Вселенной основан на достижениях теории строения и эволюции зв╦зд,
Возраст звезды определяется по результатам аст-рономич. наблюдений, позволяющим определить стадию эволюции, на к-рой звезда находится в данный момент (по е╦ положению на Герцшпрунга ≈ Ресселла диаграмме)^ и теории эволюции зв╦зд, установившей длительность отд. стадий эволюции. К самым старым зв╦здам относят зв╦зды шаровых скоплений, па что указывает, в частности, обедн╦нность их вещества металлами и относительно высокое содержание 4Не (4Не/Н^О,3). Используя ряд данных о шаровых скоплениях, удалось оценить их возраст ≈ от 9 до 15 млрд» лет. Осп. неточность данного метода связана с погрет- -л остями определения расстояний до шаровых скоплений
