КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

- физ.-матем. модели, описывающие строение и эволюцию Вселенной (или отд. этапы этой эволюции). В совр. космологии, развившейся после создания А. Эйнштейном релятивистской теории тяготения, первые модели были призваны описать механич. свойства движения вещества и его распределение в больших масштабах, а также геом. свойства трёхмерного пространства. Эти модели являются решением ур-ний теории тяготения Эйнштейна в применении ко Вселенной в целом. В космологич. моделях принимают, что распределение вещества в больших масштабах может характеризоваться плотностью р (усреднённой по этим масштабам) и давлением р. При этом используют обычно т. н. сопутствующие системы отсчёта, аналогичные лагранжевым системам отсчёта ньютоновской механики (см. Лагранжа уравнения механики). В сопутствующих системах вещество покоится, а сама система деформируется с течением времени вместе с веществом. Деформация системы н описывает движение вещества. Наиб. значение в космологии имеют модели однородной изотропной Вселенной, в к-рых все точки трёхмерного пространства эквивалентны и все направления равноправны. Эти модели правильно отражают осн. свойства распределения и движения вещества в больших масштабах в наблюдаемой части Вселенной.

В однородных изотропных моделях трёхмерное пространство сопутствующей системы, вообще говоря, неевклидово. Его искривлённость характеризуется кривизной k/R² _кр, где k=0, 1, R _кр- радиус кривизны. Изменение R _кр с течением времени описывает деформацию с течением времени системы отсчёта, а значит, и вещества. При k>0 кривизна положительна, трёхмерное пространство замкнуто, его объём конечен (т. н. модель замкнутой Вселенной). При k<0 кривизна отрицательна, объём пространства бесконечен (в рамках простейшей топологии). Это - модель открытой Вселенной. При k=0 пространство евклидово, в этом случае параметр R _кр описывает только деформацию системы и определяется с точностью до произвольного постоянного множителя.

Движение вещества в однородных изотропных моделях происходит под действием сил тяготения и т. н. сил гравитации вакуума, описываемых космологической постоянной Л в ур-ниях Эйнштейна.

Изменение во времени относительного расстояния между телами (галактиками, их скоплениями) во Вселенной (т. н. масштабного фактора R) в зависимости от разных значений L и k. Везде считается, что , . Штриховой линией показаны графики для т. н. "пустых " моделей

В зависимости от соотношения между этими силами и от значения кинетич. энергии движения вещества возможна качественно разная эволюция модели с течением времени: неограниченное расширение, расширение с последующим сжатием и т. д. (рис.).

Какая из моделей лучше всего описывает эволюцию Вселенной (или отдельный её этап), определяется их сравнением с данными наблюдений и выводами физ. теорий (см. Космология).

Модели однородной изотропной нестационарной Вселенной носят имя А. А. Фридмана, нашедшего в 1922- 1924 осн. решения соответствующих ур-ний Эйнштейна.

Отд. частные случаи этих моделей часто называют по именам учёных, внёсших большой вклад в их изучение (напр., модель Эйнштейна - де Ситтера - k=0, Л=0 на рис.). Открытие Э. Хабблом (Е. Hubble) в 1929 расширения Вселенной (см. Хаббла закон )и все последующие исследования показали, что модель Фридмана хорошо описывает эволюцию видимой части Вселенной от самых ранних этапов начала расширения до наших дней, хотя конкретные значения параметров модели подлежат дальнейшему уточнению. В теоретич. космологии рассматривают также и др. модели, напр. модели однородной анизотропной Вселенной, модели сферически-симметричной Вселенной и др.

С сер. 20 в. понятие К. м. значительно расширилось. Теперь в К. м. рассматриваютсяне только механич. свойства движения вещества, но и физ. процессы, обусловливающие эволюцию Вселенной. Примером может служить модель горячей Вселенной (см. Горячей Вселенной теория), в к-рой предполагается, что в начале расширения вещество было не только очень плотным, но и имело высокую темп-ру (Г. Гамов, G. Gamov, 40-е гг. 20 в.). Наблюдения подтвердили справедливость этой модели. Др. примером является модель раздувающейся Вселенной, согласно к-рой предполагается, что в первые мгновения расширения Вселенной (10^-34 с) был период, когда в плотность энергии осн. вклад давало скалярное поле с ур-нием состояния =-р>0 (где - плотность энергии, р - давление), и Вселенная в этот короткий период расширялась экспоненциально быстро ( "раздувалась "). Наблюдения свидетельствуют в пользу справедливости этой модели.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975; Физика космоса. Маленькая энциклопедия, 2 изд., М., 1986, с. 407; Линде А. Д., Раздувающаяся Вселенная, "УФН ", 1984, т. 144, с. 177.

И. Д. Новиков.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.