Большая Советская Энциклопедия (КО)

  Возникновение современной К. связано с созданием релятивистской теория тяготения (А. Эйнштейн , 1916) и зарождением внегалактической астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятивистской К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (кривизна пространства-времени и возможная замкнутость пространства). Начало второго этапа можно было бы датировать работами А. А. Фридмана (1922—24), в которых было показано, что искривленное пространство не может быть стационарным, что оно должно расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия закона красного смещения (Э. Хаббл , 1929). На первый план теперь выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (Г. Гамов , 2-я половина 40-х гг.). Основное внимание теперь переносится на физику Вселенной — состояние вещества и физические процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиболее ранние стадии, когда состояние было очень необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большее значение законы термодинамики, данные ядерной физики и физики элементарных частиц. Возникает релятивистская астрофизика , которая заполняет существовавшую брешь между К. и астрофизикой.

  Геометрия и механика Вселенной. В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат два постулата: 1) наилучшим известным описанием гравитационного поля являются уравнения Эйнштейна; из этого следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии). 2) Во Вселенной нет каких-либо выделенных точек (однородность) и выделенных направлений (изотропия), т. е. все точки и все направления равноправны. Последнее утверждение часто называют космологическим постулатом, его можно назвать также обобщённым принципом Дж. Бруно. Если дополнительно предположить, что космологическая постоянная равна нулю, а плотность массы создаётся главным образом веществом (фотонами и нейтрино можно пренебречь), то космологические уравнения приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна пространства отрицательна или, в пределе, равна нулю, пространство бесконечно (открытая модель); в такой модели все расстояния со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пространства положительна, пространство конечно (но столь же безгранично, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции кривизна уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая — замкнутой. Начальные стадии эволюции обеих моделей совершенно одинаковы: должно было существовать особое начальное состояние с бесконечной плотностью массы и бесконечной кривизной пространства и взрывное, замедляющееся со временем расширение.

  Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала расширения принят за начало отсчёта времени (t = 0). По оси ординат отложен некоторый масштабный фактор R, в качестве которого может быть принято, например, расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R = R (t) изображается на рисунке сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорциональна 1/R² ). Заметим ещё, что относительная скорость изменения расстояний есть не что иное, как постоянная (точнее, параметр) Хаббла. В начальный момент (t ® 0) фактор R ® 0, а параметр Хаббла Н ® ¥. Из космологических уравнений следует, что при заданном Н равная нулю кривизна может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы r_kp = 3c² H² /G, где с — скорость света, G — гравитационная постоянная. Если r > r_kp пространство замкнуто, при r £ r_{k p} пространство является открытым.