Як вже знаємо, космологія має завдання з’ясувати геометричну структуру простору і часу, зформулювати закони розвитку Всесвіту як цілого, дати конкретні відповіді на питання, які процеси призвели до формування галактик та їхніх скупчень. Спостережувальною основою космології є всі дані позагалактичної астрономії, а теоретичним підмурком – загальна теорія відносності, тепер уже – в поєднанні з фізикою елементарних частинок. Загальні властивості Всесвіту, закономірності його розвитку досліджують шляхом побудови космологічних моделей. Основні рівняння тут отримують, виходячи із загальної теорії відносності. При цьому приймають, що властивості Всесвіту для кожного заданого моменту часу однакові в усіх його точках і в усіх напрямах. Цей космологічний принцип однорідності та ізотропності Всесвіту підтверджують спостереження: у масштабах, більших від 300 Мпк, у розподілі галактик справді не виявлено істотних відхилень від однорідності та ізотропності, тоді як радіус доступного для спостережень Всесвіту 3000Мпк (понад 10 млрд. св. років). Важливим є також факт червоного зміщення у спектрах галактик, який інтерпретують не як рух галактик у просторі, а як розширення самого простору. Аналогією тут може бути гумова нитка, на якій зав’язано вузлики: під час розтягування нитки відстані між вузликами зростають не тому, що «вони пересуваються уздовж нитки», а тому що нитка розтягується. Екстраполюючи дані спостережень у минуле, можна сказати, що TB років тому стався грандіозний вибух, унаслідок якого речовина галактик розлітається в усіх напрямах дотепер (точніше триває розширення самого простору, тоді як кожна галактика займає «своє» місце). Таке уявлення дає змогу ввести поняття космічного, або космологічного часу t, який і використовують для порівняння еволюції об’єктів у різних ділянках Всесвіту. Відлічують цей час від моменту вибуху, тобто від початку розширення. Отже, виходячи з припущення про однорідність та ізотропність Всесвіту, можна вважати, що, зокрема, густина в ньому є функцією лише космологічного часу ρ = ρ (t). Побудувати ж модель Всесвіту – значить виявити, як змінюються з часом t його параметри: густина, температура і відстані між довільно взятими галактиками. З цією метою вводять поняття масштабного фактора R(t) і відстань між двома вибраними галактиками (точніше їх скупченнями, однак зазвичай кажуть “між галактиками”) записують у вигляді (2. 1) де r0 – відстань між ними на момент спостереження t0 (який співпадає з віком Всесвіту TB). Приймають також, що R(t0) = 1. Дуже часто, коли говорять про модель Всесвіту, мають на увазі якраз залежність від часу t масштабного фактора R (t), яким визначаються особливості розширення Всесвіту. Одним із важливих параметрів задачі є швидкість, з якою змінюються відстані між галактиками. Диференціюючи співвідношення (2.1) по t, виключаючи для узагальнення відстань r0 за допомогою цього ж співвідношення, отримуємо вираз для швидкості (2.2) тобто закон Хаббла (1.3), якщо вважати, що (2.3) однак з тим уточненням, що стала Хаббла є (чи може бути) функцією космологічного часу t.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Основоположні принципи» з дисципліни «Фрагменти космології»
