Космологические модели

Наш мир. Об общих чертах эволюции нашей Вселенной уже не раз говорилось в книге, на с. 148 приведена ее конкретная схема, известная также как стандартная космологическая модель Вселенной. Подробнее с этими вопросами можно ознакомиться в ряде работ [24, 25, 90, 116, 78, 80], мы же коротко обсудим исходные положения модели и ее основные результаты. [c.222]

Обсуждаются проблемы объединения взаимодействий и различные космологические модели ранней Вселенной, проблемы множественности и взаимодействия миров. [c.233]

В ходе эволюции Вселенной мелкомасштабные А. ф. испытывают сильное затухание. В космологических моделях, в к-рых предполагается, что в настоящее время осн. вклад в плотность вещества дают барионы., это затухание происходит на стадии ионизованного водорода и вызвано диссипативным взаимодействием водородно-гелиевой плазмы с фотонами, заполняю- [c.26]

Если принять (см. Космологические модели), что ранняя Вселенная расширялась с большей скоростью. [c.480]

Уравнения (4.2) встречаются также при изучении некоторых однородных космологических моделей в общей теории относительности [20]. [c.386]

Слова наша Вселенная нуждаются в комментариях. 1) Понятие Вселенная имеет два значения. Здесь, в соответствии с современной космологической терминологией, оно означает окружающую нас часть мира, доступную наблюдению (в отличие от другого значения этого понятия, обозначающего весь существующий мир). Отметим, что ряд космологических моделей допускает существование и других вселенных, помимо нашей. 2) Наша Вселенная не могла возникнуть из ничего , но о том, что было до нее, в прошлой жизни , мы ничего не знаем, поэтому называть ее нашей Вселенной можно лишь начиная с момента ее рождения. [c.219]

Отметим, что изотропия реликтового излучения подтверждает предположение об изотропии и однородности Вселенной, из которого исходят космологические модели (иод однородностью Вселенной понимают приблизительную одинаковость различных ее частей с размерами в сотни миллионов световых лет. В малых масштабах Вселенная, очевидно, неоднородна). [c.220]

Исходные гипотезы космологических моделей.........120 [c.89]

Параметрические тесты направлены на уточнение значений тех или иных параметров в рамках конкретных космологических моделей. Примерами параметрических космологических тестов являются такие классические тесты, как угловой размер — красное смещение или звездная величина — красное смещение . [c.92]

Наличие доминирующей скрытой массы ставит еще одну проблему В космологии (независимо от космологических моделей) — а именно, проблему распределения скрытой массы, которая, вообще говоря, может я не совпадать с распределением светящейся материи. [c.113]

Исходные гипотезы космологических моделей [c.120]

Дополнительными гипотезами, которые молчаливо предполагаются выполненными практически во всех космологических моделях, являются следующие [c.121]

Альтернативные космологические модели могут быть основаны на гипотезах, альтернативных гипотезам 1-4. Тогда тесты 1-5 будут критическими и для них. [c.121]

Была развита асимптотическая теория рассеяния в линии в бесконечной однородной и изотропной среде при ФП Яц с учетом континуума [18]. Результаты применены к изучению образования профиля линии Ьа водорода в космологических моделях. [c.250]

Вначале было предположено, что космологическая постоянная X, в любом случае являющаяся малой величиной, вообще равна нулю. Основанием для такого предположения послужило то обстоятельство, что нестатическая космологическая модель с конечной плотностью материи во всем физическом пространстве реализуется в теории и без А,-члена, в отличие от статической модели Эйнштейна, не существующей без Я-члена. В самом деле, если бы хабблов-ское разбегание галактик было открыто в момент создания общей теории относительности, то во введении Я-члена вообще не было бы необходимости. Затем было принято допущение, что давление р настолько мало по сравнению с что им вообще можно пренебречь в формуле (12.219), а следовательно, и в уравнениях (12.221)—(12.223). Во всяком случае, в нашу эпоху это условие выполняется. Тогда уравнения (12.223) и (12.226) выражают не что иное, как сохранение энергии, или массы, в заданной области физического пространства. Интегрируя (12.223), получаем [c.375]

Космология по Ньютону . Выше уже отмечалось, что силы тяготения определяют движения планет и Галактик, эволюцию Вселенной в целом. Нельзя ли, используя законы Ньютона, попытаться построить хотя бы приближенную модель дш1амики Вселенной Это представляется возможным, но на это впервые указали английские астрофизики Э. Милн и В. Маккри всего лишь в 1934 г., т. е. спустя почти 250 лет после Ньютона. Парадоксально, но модель динамики Вселенной могла быть построена еще Ньютоном. Вероятнее всего, это не было сделано в силу прочно укоренившегося еще со времен Древней Греции представления о неизменности, стационарности Вселенной. О динамике Вселенной долгое время никто даже и не догадывался. Поэтому излагаемая ниже космология по Ньютону появилась уже после создания А. Эйнштейном в 1917 г. общей теории относительности, после теоретического предсказания А. Фридманом в 1922 г. расширения Вселенной, после экспериментального подтверждения этого явления в 1929 г. американским астрономом Э. Хабблом. Ньютоновская космологическая модель дает первый набросок эволюции Вселенной, раскрывает новые грани в раскрытии физической сущности гравитационной постоянной. [c.58]

Брошюра посвящена одной из актуальных проблем современной космологии — изучению эволюции и строения Вселенной на основе анализа наблюдательных данных. Приводятся общие положения этой науки, показано, как с помощью результатов наблюденнп осуществляется проверка космологических моделей Вселенной. [c.143]

Наблюдения К. являются важным источником информации о распределении вещества во Вселенной вплоть до z 4,5 и крупномасштабной структуре Вселенной. В прир-щ1гпе по данным о распределении К. можно определить параметры космологической модели Вселенной. Однако этому препятствуют большая дисперсия светимостей К. и эволюция этих объектов с кос- мологич. эпохой. Об эволюции свидетельствует г.т. обр. зависимость числа К. от величины потока излучения. Вероятно, что с удалением в прошлое возрастает либо пространств, плотность К. в сопутствующих координатах, либо и.х ср. светимость, либо имеют место оба указанных фактора. [c.251]

Космологич. член был введён Эйнштейном в ур-нкя тяготения для того, чтобы построить стационарную модель B eл н oi (см. Космологические модели). В этой модели силы притяжения обычной материн уравновешены силами гравитац. отталкивания вакуума (Л>0). [c.475]

Эффект К. с. в спектрах далёких галактик (эффект разбегания галактик) получил объяснение в рамках нестационарной космологической модели, основаниой на ОТО (А. А. Фридман, 1922). Для нестационарно изотропной п однородной Вселенной (см. Космология) величина г,, свпзапа с масштабным фактором R (г) в моменты испускания tg и регистрации tg света соотношением [c.488]

МАСШТАБНЬШ ФАКТОР (фактор расширения) — в релятивистской космологии величина R t), показывающая, как с течением времени t меняется расстояние между фиксиров. частицами в деформирующейся (расширяющейся) Вселенной. В однородных изотропных моделях Вселенной (см. Космологические модели) элемент 4-мерного интервала s может быть записан в виде 2 = — dZ , где квадрат элемента длины [c.62]

Когда для определения ф-ции R t) и значения к используют ур-ния Эйнштейна q неравным нулю тензором тергии-импульса материи, пространство-время с метрикой ( ) наз. космологической моделью Фридмана (иногда, если учитывается космологич. постоянная, её наз. также моделью Леметра). Для материи с гидродинамич, тензором энергии-импульса [c.377]

В отличие от (1) для сферы >0, что соответствует отталкиванию противоположных участков её поверхности. Для параллелепипеда знак зависит от соотношения длин его рёбер, и при выполнении определ. условий обращается в нуль (С. Г. Мамаев, Н, Н. Трунов, 1979). Проделаны также вычисления 3. К. для конфигурации двугранного угла, для спинорного поля между проводящими пластинами, для полей с самодействием, для объёмов, ограниченных движущимися стенками разработаны методы учёта неиде-альности границ (получены поправки на конечность проводимости материала стенок [5], на шероховатости разных типов [6 ] и т. д.). Большое число результатов по вычислению Э. К, относится к пространствам с нетривиальной топологией. Так, для закрытых изотропных космологических моделей с масштабным фактором а (в них пространство является 3-сферой с топологией S ) казимировская плотность энергии безмассовых скалярного и спинорного полей даётся выражениями (Л, Форд, [c.644]

Измеряя доплеровское смещение линий в спектрах галактик, американский астроном Э. Хаббл сделал в 1929 г. на самом большом в то время телескопе с диаметром зеркала 2,5 м важнейшее открытие в астрофизике. Он установил, что удаленные галактики разбегаются, причем их скорость v растет пропорционально расстоянию Я до них в соответствии с соотношением v=HR, получившим название закона Хаббла. В модели однородной и изотропной Вселенной закон Хаббла соответствует равномерному расширению, когда скорость удаления любых двух точек пропорциональна расстоянию между ними. Картина разбегания галактик выглядит одинаково из любой точки. Расширение Вселенной подтверждает нестационарную космологическую модель, построенную в 1922 г. советским ученым А. А. Фридманом на основе общей теории относительности. [c.409]

Альтернативные космологические модели разработаны значительно хуже. Отчасти это объясняется тем, что не было стимула для их развития, так как имеющиеся ранее наблюдательные данные успешно объяснялись в рамках эйнштейновской космологии. Тем не менее, некоторые астрофизики выдвигали ряд аргументов в пользу альтернативных моделей. Обсужде5ше альтернативных метелей в космологии можно найти, например, в работах (53, 29, 84, 86]. [c.91]

Критические тесты — это такие тестьц, которые проверяют основания, исходные гипотезы теоретических космологических моделей. На -пример, к критическим можно отнести тесты на изменение во времени физических постоянных иле тесты, позволяющие установить физическую природу космологического краснрго смешения. [c.92]

Опасность эффектов селекции заключается в том, что они легко имитируют изменения параметров космологических моделей, что в итоге приводит к неверным космологическим выводам. Как правило, действие эффектов селекции приводит к трудпопдентифицируемому изменению типа исследуемых объектов, входящих в выборку на основе фиксированных критериев отбора. [c.92]

В случав иной природы красного смещения соо гношение (2.5), вообще говоря, нарушается, и одной функция Ф(г) недостаточно для характеристики космологической модели. С учетом (2.5) соотношение (2.3) можно также записать в виде [c.97]

Отметим, что МФИ даже в рамках фрдомановских моделей может иметь иную интерпретацию. Так, в работе [93] предложена модель термализации излучения догашактических объектов (массивных первичных звезд) на пыли в эпоху z 100. В альтернативных космологических моделях МФИ имеет альтернативную интерпретацию. [c.105]

Такая ситуация в наблюдательной космологии, главная задача которой состоит именнсгв рёсзличении альтернативных космологических моделей, возродила в последние годы интерес именно к критическим космологическим тестам. Последние могут, по крайней мере, ответить иа главный вопрос туда ли мы идем [c.120]

Необходимо разработать систему наблюдательных тестов для космологических моделей, отличных от стандартных фридмановских. Такие модели могут развиваться как в рамках геометрических теорий гравитации — модификации уравнений поля ОТО, введение новых геометрических величин и Т.Д., так и на основе альтернативных полевых теорий гравитации. Важно только, чтобы эти модели имели проверяемые наблюдательные следствия. [c.130]

Возникающие в рамках развиваемого в книге подхода системы нелинейных уравнений порождаются посредством представления типа Лакса в двумерном пространстве элементами градуированных алгебр или супералгебр Ли. В зависимости от выбора адекватной алгебраической структуры и градуировки в ней они описывают широкий класс нелинейных явлений в самых различных областях теоретической и математической физики в физике элементарных частиц (калибровочные поля и монопольные конфигурации), в твердом теле и плазме, теории электролитов, нелинейной оптике, аэродинамике, космологических моделях, проблемах экологии (динамика сосуществования видов), в радиотехнике и т. д. [c.5]

Давно известно [189, 223, 2241, что теория гравитации Ньютона встречается с принципиальными трудностями при попытках объяснения структуры Вселенной в целом. Поскольку общая теория относительности, как ожидалось, должна приводить к результатам, существенно отличающимся от выводов теории Ньютона именно на космологических расстояниях, то совершенно естественно исследовать все новые возможности, которые открывает в космологии общерелятивистская теория. Эта сторона теории впервые была исследована Эйнштейном [76,79] сразу же после установления основных уравнений теории, и с тех пор релятивистская космология стала предметом исследования многих авторов. Мы не будем пытаться дать детальный обзор этих исследований, а сосредоточим внимание на анализе классических космологических моделей, предложенных Эйнштейном [76], де Ситтером [233, 234] и А. А. Фридманом [102]. [c.361]

Таким образом, кроме малого эффекта Доплера, обязанного собственным движениям удаленных небесных тел, мы не должны ожидать какого-либо иного систематического сдвига спектральных линий от этих тел. В действительности же, из работ Хаббла [116], Хаббла и Хьюмасона [118] следует наличие вполне определенного красного смещения спектральных линий, причем оно возрастает линейно с расстоянием. Это значит, что космологическая модель Эйнштейна, несмотря на ряд ее положительных особенностей, дает лишь приближенное описание реальной Вселенной. [c.365]

Как мы заметили в начале этого параграфа, всегда можно в однородной изотропной модели ввести сопутствующую систему координат S, в которой линейный элемент принимает вид (12.187), (12.188). Поскольку R (/) может быть произвольной функцией i, эти формулы на самом деле удовлетворяют большому числу различных космологических моделей. При R = onst, и = +1, например, мы получаем линейный элемент (12.125), (12.147) модели Эйнштейна. Формально элемент де Ситтера (12.161), (12.162) в системе координат S также можно получить из (12.187) и (12.188), полагая R i) = e f t = 0 [c.373]

Это решение, в котором коэффициент Хаббла непрерывно уменьшается со временем, является космологической моделью Эйнштейна — де Ситтера. Такая Вселенная начинает свою эволюцию с Большого взрыва в — О, когда / = 0, а = оо.В настоящее время коэффициент Н ( д) может быть найден из наблюдений, поэтому, используя (12.231) и (12.186), можно указать возраст Вселенной [c.375]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...