Космология сообщение. Наблюдательные тесты космологии и стандартный спектр. Основные концептуальные взгляды космологии

⁰

Содержание статьи

КОСМОЛОГИЯ – раздел астрономии и астрофизики, изучающий происхождение, крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономических наблюдений. Для их интерпретации в настоящее время используется общая теория относительности А.Эйнштейна (1915). Создание этой теории и проведение соответствующих наблюдений позволило в начале 1920-х годов поставить космологию в ряд точных наук, тогда как до этого она скорее была областью философии. Сейчас сложились две космологические школы: эмпирики ограничиваются интерпретацией наблюдательных данных, не экстраполируя свои модели в неизученные области; теоретики пытаются объяснить наблюдаемую Вселенную, используя некоторые гипотезы, отобранные по принципу простоты и элегантности. Широкой известностью пользуется сейчас космологическая модель Большого взрыва, согласно которой расширение Вселенной началось некоторое время тому назад из очень плотного и горячего состояния; обсуждается и стационарная модель Вселенной, в которой она существует вечно и не имеет ни начала, ни конца.

КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ

Под космологическими данными понимают результаты экспериментов и наблюдений, имеющие отношение к Вселенной в целом в широком диапазоне пространства и времени. Любая мыслимая космологическая модель должна удовлетворять этим данным. Можно выделить 6 основных наблюдательных фактов, которые должна объяснить космология:

1. В больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, т.е. галактики и их скопления распределены в пространстве равномерно (однородно), а их движение хаотично и не имеет явно выделенного направления (изотропно). Принцип Коперника , «сдвинувшего Землю из центра мира», был обобщен астрономами на Солнечную систему и нашу Галактику, которые также оказались вполне рядовыми. Поэтому, исключая мелкие неоднородности в распределении галактик и их скоплений, астрономы считают Вселенную такой же однородной везде, как и вблизи нас.

2. Вселенная расширяется. Галактики удаляются друг от друга. Это обнаружил американский астроном Э.Хаббл в 1929. Закон Хаббла гласит: чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Но это не означает, что мы находимся в центре Вселенной: в любой другой галактике наблюдатели видят то же самое. С помощью новых телескопов астрономы углубились во Вселенную значительно дальше, чем Хаббл, но его закон остался верен.

3. Пространство вокруг Земли заполнено фоновым микроволновым радиоизлучением. Открытое в 1965, оно стало, наряду с галактиками, главным объектом космологии. Его важным свойством является высокая изотропность (независимость от направления), указывающая на его связь с далекими областями Вселенной и подтверждающая их высокую однородность. Если бы это было излучение нашей Галактики, то оно отражало бы ее структуру. Но эксперименты на баллонах и спутниках доказали, что это излучение в высшей степени однородно и имеет спектр излучения абсолютно черного тела с температурой около 3 К. Очевидно, это реликтовое излучение молодой и горячей Вселенной, сильно остывшее в результате ее расширения.

4. Возраст Земли, метеоритов и самых старых звезд немногим меньше возраста Вселенной, вычисленного по скорости ее расширения. В соответствии с законом Хаббла Вселенная всюду расширяется с одинаковой скоростью, которую называют постоянной Хаббла Н . По ней можно оценить возраст Вселенной как 1/Н . Современные измерения Н приводят к возрасту Вселенной ок. 20 млрд. лет. Исследования продуктов радиоактивного распада в метеоритах дают возраст ок. 10 млрд. лет, а самые старые звезды имеют возраст ок. 15 млрд. лет. До 1950 расстояния до галактик недооценивались, что приводило к завышенному значению Н и малому возрасту Вселенной, меньшему возраста Земли. Чтобы разрешить это противоречие, Г.Бонди, Т.Голд и Ф.Хойл в 1948 предложили стационарную космологическую модель, в которой возраст Вселенной бесконечен, а по мере ее расширения рождается новое вещество.

5. Во всей наблюдаемой Вселенной, от близких звезд до самых далеких галактик, на каждые 10 атомов водорода приходится 1 атом гелия. Кажется невероятным, чтобы всюду местные условия были столь одинаковы. Сильная сторона модели Большого взрыва как раз в том, что она предсказывает везде одинаковое соотношение между гелием и водородом.

6. В областях Вселенной, удаленных от нас в пространстве и во времени, больше активных галактик и квазаров, чем рядом с нами. Это указывает на эволюцию Вселенной и противоречит теории стационарной Вселенной.

КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

Любая космологическая модель Вселенной опирается на определенную теорию гравитации. Таких теорий много, но лишь некоторые из них удовлетворяют наблюдаемым явлениям. Теория тяготения Ньютона не удовлетворяет им даже в пределах Солнечной системы. Лучше всех согласуется с наблюдениями общая теория относительности Эйнштейна, на основе которой русский метеоролог А.Фридман в 1922 и бельгийский аббат и математик Ж.Леметр в 1927 математически описали расширение Вселенной. Из космологического принципа, постулирующего пространственную однородность и изотропность мира, они получили модель Большого взрыва. Их вывод подтвердился, когда Хаббл обнаружил связь между расстоянием и скоростью разбегания галактик. Второе важное предсказание этой модели, сделанное Г.Гамовым, касалось реликтового излучения, наблюдаемого сейчас как остаток эпохи Большого взрыва. Другие космологические модели не могут так же естественно объяснить это изотропное фоновое излучение.

Горячий Большой взрыв.

Согласно космологической модели Фридмана – Леметра, Вселенная возникла в момент Большого взрыва – ок. 20 млрд. лет назад, и ее расширение продолжается до сих пор, постепенно замедляясь. В первое мгновение взрыва материя Вселенной имела бесконечные плотность и температуру; такое состояние называют сингулярностью.

Согласно общей теории относительности, гравитация не является реальной силой, а есть искривление пространства-времени: чем больше плотность материи, тем сильнее искривление. В момент начальной сингулярности искривление тоже было бесконечным. Можно выразить бесконечную кривизну пространства-времени другими словами, сказав, что в начальный момент материя и пространство одновременно взорвались везде во Вселенной. По мере увеличения объема пространства расширяющейся Вселенной плотность материи в ней падает. С.Хокинг и Р.Пенроуз доказали, что в прошлом непременно было сингулярное состояние, если общая теория относительности применима для описания физических процессов в очень ранней Вселенной.

Чтобы избежать катастрофической сингулярности в прошлом, требуется существенно изменить физику, например, предположив возможность самопроизвольного непрерывного рождения материи, как в теории стационарной Вселенной. Но астрономические наблюдения не дают для этого никаких оснований.

Чем более ранние события мы рассматриваем, тем меньше был их пространственный масштаб; по мере приближения к началу расширения горизонт наблюдателя сжимается (рис. 1). В самые первые мгновения масштаб так мал, что мы уже не в праве применять общую теорию относительности: для описания явлений в столь малых масштабах требуется квантовая механика . Но квантовой теории гравитации пока не существует, поэтому никто не знает, как развивались события до момента 10 –43 с, называемого планковским временем (в честь отца квантовой теории). В тот момент плотность материи достигала невероятного значения 10 90 кг/см 3 , которое нельзя сравнить не только с плотностью окружающих нас тел (менее 10 г/см 3), но даже с плотностью атомного ядра (ок. 10 12 кг/см 3) – наибольшей плотностью, доступной в лаборатории. Поэтому для современной физики началом расширения Вселенной служит планковское время.

Вот при таких условиях немыслимо высокой температуры и плотности состоялось рождение Вселенной. Причем это могло быть рождением в прямом смысле: некоторые космологи (скажем, Я.Б.Зельдович в СССР и Л.Паркер в США) считали, что частицы и гамма-фотоны были рождены в ту эпоху гравитационным полем. С точки зрения физики, этот процесс мог состояться, если сингулярность была анизотропной, т.е. гравитационное поле было неоднородным. В этом случае приливные гравитационные силы могли «вытащить» из вакуума реальные частицы, создав таким образом вещество Вселенной.

Изучая процессы, происходившие сразу после Большого взрыва, мы понимаем, что наши физические теории еще весьма несовершенны. Тепловая эволюция ранней Вселенной зависит от рождения массивных элементарных частиц – адронов, о которых ядерная физика знает еще мало. Многие из этих частиц нестабильны и короткоживущи. Швейцарский физик Р.Хагедорн считает, что может существовать великое множество адронов возрастающих масс, которые в изобилии могли формироваться при температуре порядка 10 12 К, когда гигантская плотность излучения приводила к рождению адронных пар, состоящих из частицы и античастицы. Этот процесс должен был бы ограничить рост температуры в прошлом.

Согласно другой точке зрения, количество типов массивных элементарных частиц ограничено, поэтому температура и плотность в период адронной эры должны были достигать бесконечных значений. В принципе это можно было бы проверить: если бы составляющие адронов – кварки – были стабильными частицами, то некоторое количество кварков и антикварков должно было сохраниться от той горячей эпохи. Но поиск кварков оказался тщетным; скорее всего, они нестабильны.

После первой миллисекунды расширения Вселенной сильное (ядерное) взаимодействие перестало играть в ней определяющую роль: температура снизилась настолько, что атомные ядра перестали разрушаться. Дальнейшие физические процессы определялись слабым взаимодействием, ответственным за рождение легких частиц – лептонов (т.е. электронов, позитронов, мезонов и нейтрино) под действием теплового излучения. Когда в ходе расширения температура излучения понизилась примерно до 10 10 К, лептонные пары перестали рождаться, почти все позитроны и электроны аннигилировали; остались лишь нейтрино и антинейтрино, фотоны и немного сохранившихся с предшествующей эпохи протонов и нейтронов. Так завершилась лептонная эра.

Следующая фаза расширения – фотонная эра – характеризуется абсолютным преобладанием теплового излучения. На каждый сохранившийся протон или электрон приходится по миллиарду фотонов. Вначале это были гамма-кванты, но по мере расширения Вселенной они теряли энергию и становились рентгеновскими, ультрафиолетовыми, оптическими, инфракрасными и, наконец, сейчас стали радиоквантами, которые мы принимаем как чернотельное фоновое (реликтовое) радиоизлучение.

Нерешенные проблемы космологии Большого взрыва.

Можно отметить 4 проблемы, стоящие сейчас перед космологической моделью Большого взрыва.

1. Проблема сингулярности: многие сомневаются в применимости общей теории относительности, дающей сингулярность в прошлом. Предлагаются альтернативные космологические теории, свободные от сингулярности.

2. Тесно связана с сингулярностью проблема изотропности Вселенной. Кажется странным, что начавшееся с сингулярного состояния расширение оказалось столь изотропным. Не исключено, правда, что анизотропное вначале расширение постепенно стало изотропным под действием диссипативных сил.

3. Однородная на самых больших масштабах, на меньших масштабах Вселенная весьма неоднородна (галактики, скопления галактик). Трудно понять, как одна лишь гравитация могла привести к появлению такой структуры. Поэтому космологи изучают возможности неоднородных моделей Большого взрыва.

4. Наконец, можно спросить, каково будущее Вселенной? Для ответа необходимо знать среднюю плотность материи во Вселенной. Если она превосходит некоторое критическое значение, то геометрия пространства-времени замкнутая, и в будущем Вселенная непременно сожмется. Замкнутая Вселенная не имеет границ, но ее объем конечен. Если плотность ниже критической, то Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Открытая Вселенная бесконечна и имеет только одну сингулярность вначале. Пока наблюдения лучше согласуются с моделью открытой Вселенной.

Происхождение крупномасштабной структуры.

У космологов на эту проблему есть две противоположные точки зрения.

Самая радикальная состоит в том, что вначале был хаос. Расширение ранней Вселенной происходило крайне анизотропно и неоднородно, но затем диссипативные процессы сгладили анизотропию и приблизили расширение к модели Фридмана – Леметра. Судьба неоднородностей весьма любопытна: если их амплитуда была большой, то неизбежно они должны были коллапсировать в черные дыры с массой, определяемой текущим горизонтом. Их формирование могло начаться прямо с планковского времени, так что во Вселенной могло быть множество мелких черных дыр с массами до 10 –5 г. Однако С.Хокинг показал, что «мини-дыры» должны, излучая, терять свою массу, и до нашей эпохи могли сохраниться только черные дыры с массами более 10 16 г, что соответствует массе небольшой горы.

Первичный хаос мог содержать возмущения любого масштаба и амплитуды; наиболее крупные из них в виде звуковых волн могли сохраниться от эпохи ранней Вселенной до эры излучения, когда вещество было еще достаточно горячим, чтобы испускать, поглощать и рассеивать излучение. Но с окончанием этой эры остывшая плазма рекомбинировала и перестала взаимодействовать с излучением. Давление и скорость звука в газе упали, вследствие чего звуковые волны превратились в ударные волны, сжимающие газ и заставляющие его коллапсировать в галактики и их скопления. В зависимости от типа исходных волн расчеты предсказывают весьма различную картину, далеко не всегда соответствующую наблюдаемой. Для выбора между возможными вариантами космологических моделей важной является одна философская идея, известная как антропный принцип: с самого начала Вселенная должна была иметь такие свойства, которые позволили сформироваться в ней галактикам, звездам, планетам и разумной жизни на них. Иначе некому было бы заниматься космологией.

Альтернативная точка зрения состоит в том, что об исходной структуре Вселенной можно узнать не более того, что дают наблюдения. Согласно этому консервативному подходу, нельзя считать юную Вселенную хаотической, поскольку сейчас она весьма изотропна и однородна. Те отклонения от однородности, которые мы наблюдаем в виде галактик, могли вырасти под действием гравитации из небольших начальных неоднородностей плотности. Однако исследования крупномасштабного распределения галактик (в основном проведенные Дж.Пиблсом в Принстоне), кажется, не подтверждают эту идею. Другая интересная возможность состоит в том, что скопления черных дыр, родившихся в адронную эру, могли стать исходными флуктуациями для формирования галактик.

Открыта или замкнута Вселенная?

Ближайшие галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию; но более далекие не подчиняются этой зависимости: их движение указывает, что расширение Вселенной со временем замедляется. В замкнутой модели Вселенной под действием тяготения расширение в определенный момент останавливается и сменяется сжатием (рис. 2), но наблюдения показывают, что замедление галактик происходит все же не так быстро, чтобы когда-либо произошла полная остановка.

Чтобы Вселенная была замкнута, средняя плотность материи в ней должна превышать определенное критическое значение. Оценка плотности видимого и невидимого вещества весьма близка к этому значению.

Распределение галактик в пространстве весьма неоднородно. Наша Местная группа галактик, включающая Млечный Путь, Туманность Андромеды и несколько галактик поменьше, лежит на периферии огромной системы галактик, известной как Сверхскопление в Деве (Virgo), центр которого совпадает со скоплением галактик Virgo. Если средняя плотность мира велика и Вселенная замкнута, то должно было бы наблюдаться сильное отклонение от изотропного расширения, вызванное притяжением нашей и соседних галактик к центру Сверхскопления. В открытой Вселенной это отклонение незначительно. Наблюдения скорее согласуются с открытой моделью.

Большой интерес космологов вызывает содержание в космическом веществе тяжелого изотопа водорода – дейтерия, который образовался в ходе ядерных реакций в первые мгновения после Большого взрыва. Содержание дейтерия оказалось чрезвычайно чувствительно к плотности вещества в ту эпоху, а следовательно, и в нашу. Однако «дейтериевый тест» осуществить нелегко, ибо нужно исследовать первичное вещество, не побывавшее с момента космологического синтеза в недрах звезд, где дейтерий легко сгорает. Изучение предельно далеких галактик показало, что содержание дейтерия соответствует низкой плотности материи и, следовательно, открытой модели Вселенной.

Альтернативные космологические модели.

Вообще говоря, в самом начале своего существования Вселенная могла быть весьма хаотична и неоднородна; следы этого мы, возможно, наблюдаем сегодня в крупномасштабном распределении вещества. Однако период хаоса не мог длиться долго. Высокая однородность космического фонового излучения свидетельствует, что Вселенная была очень однородна в возрасте 1 млн. лет. А расчеты космологического ядерного синтеза указывают, что если бы по истечении 1 с после начала расширения существовали большие отклонения от стандартной модели, то состав Вселенной был бы совсем иным, чем в действительности. Однако о том, что было в течение первой секунды, еще можно спорить. Кроме стандартной модели Большого взрыва, в принципе существуют и альтернативные космологические модели:

1. Модель, симметричная относительно материи и антиматерии, предполагает равное присутствие этих двух видов вещества во Вселенной. Хотя очевидно, что наша Галактика практически не содержит антивещества, соседние звездные системы вполне могли бы целиком состоять из него; при этом их излучение было бы точно таким же, как у нормальных галактик. Однако в более ранние эпохи расширения, когда вещество и антивещество были в более тесном контакте, их аннигиляция должна была рождать мощное гамма-излучение. Наблюдения его не обнаруживают, что делает симметричную модель маловероятной.

2. В модели Холодного Большого взрыва предполагается, что расширение началось при температуре абсолютного нуля. Правда, и в этом случае ядерный синтез должен происходить и разогревать вещество, но микроволновое фоновое излучение уже нельзя прямо связывать с Большим взрывом, а нужно объяснять как-то иначе. Эта теория привлекательна тем, что вещество в ней подвержено фрагментации, а это необходимо для объяснения крупномасштабной неоднородности Вселенной.

3. Стационарная космологическая модель предполагает непрерывное рождение вещества. Основное положение этой теории, известное как Идеальный космологический принцип, утверждает, что Вселенная всегда была и останется такой, как сейчас. Наблюдения опровергают это.

4. Рассматриваются измененные варианты эйнштейновской теории гравитации. Например, теория К.Бранса и Р.Дикке из Принстона в общем согласуется с наблюдениями в пределах Солнечной системы. Модель Бранса – Дикке, а также более радикальная модель Ф.Хойла, в которой некоторые фундаментальные постоянные изменяются со временем, имеют почти такие же космологические параметры в нашу эпоху, как и модель Большого взрыва.

5. На основе модифицированной эйнштейновской теории Ж.Леметр в 1925 построил космологическую модель, объединяющую Большой взрыв с длительной фазой спокойного состояния, в течение которой могли формироваться галактики. Эйнштейн заинтересовался этой возможностью, чтобы обосновать свою любимую космологическую модель статической Вселенной, но когда было открыто расширение Вселенной, он публично отказался от нее.

Ранние формы космологии представляли собой религиозные мифы о сотворении (космогония) и уничтожении (эсхатология) существующего мира.

Китай

Эпоха Возрождения

Новаторский характер носит космология Николая Кузанского , изложенная в трактате Об учёном незнании . Он предполагал материальное единство Вселенной и считал Землю одной из планет, также совершающей движение; небесные тела населены, как и наша Земля, причём каждый наблюдатель во Вселенной с равным основанием может считать себя неподвижным. По его мнению, Вселенная безгранична, но конечна, поскольку бесконечность может быть свойственна одному только Богу. Вместе с тем, у Кузанца сохраняются многие элементы средневековой космологии, в том числе вера в существование небесных сфер, включая внешнюю из них - сферу неподвижных звёзд. Однако эти «сферы» не являются абсолютно круглыми, их вращение не является равномерным, оси вращения не занимают фиксированного положения в пространстве. Вследствие этого у мира нет абсолютного центра и чёткой границы (вероятно, именно в этом смысле нужно понимать тезис Кузанца о безграничности Вселенной) .

Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер .

Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса , в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Некоторые философы (Франческо Патрици , Ян Ессенский) заимствовали только один элемент учения Коперника - вращение Земли вокруг оси, также считая звёзды разбросанными во Вселенной до бесконечности. Воззрения этих мыслителей несут на себе следы влияния герметизма, поскольку область Вселенной за пределами Солнечной системы считалась ими нематериальным миром, местом обитания Бога и ангелов .

Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно . Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды - это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы . В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт . В середине - второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт , Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс .

Возникновение современной космологии

Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц . Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности». В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член ». Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну .

Возраст Вселенной

Возраст Вселенной - время, прошедшее с момента Большого взрыва . Согласно современным научным данным (результаты WMAP 9), оно составляет 13,830 ± 0,075 млрд лет . Новые данные, полученные с помощью мощного телескопа-спутника «Планк» , принадлежащего Европейскому космическому агентству , показывают, что возраст Вселенной составляет 13,798 ± 0,037 миллиарда лет (68%-й доверительный интервал) .

Современная оценка возраста Вселенной построена на основе одной из распространённых моделей Вселенной, так называемой стандартной космологической ΛCDM-модели .

Основные этапы развития Вселенной

Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов. В настоящее время принята следующая периодизация :

Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, - это планковское время (10 −43 после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий . По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.
Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система .

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации , когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям, это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона , что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

WMAP

WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) - космический аппарат НАСА , предназначенный для изучения реликтового излучения , образовавшегося в результате Большого взрыва в момент зарождения Вселенной .

Собранная WMAP информация позволила учёным построить самую детальную на сегодняшний день карту флуктуаций температуры распределения микроволнового излучения на небесной сфере. Ранее подобную карту удалось построить по данным аппарата НАСА COBE , однако её разрешение существенно - в 35 раз - уступало данным, полученным WMAP.

Данные WMAP показали, что распределение температуры реликтового излучения по небесной сфере соответствует полностью случайным флуктуациям с нормальным распределением . Параметры функции, описывающей измеренное распределение, согласуются с моделью Вселенной, состоящей:

на 4 % из обычного вещества,
на 23 % из так называемой тёмной материи (возможно, из гипотетических тяжёлых суперсимметричных частиц) и
на 73 % из ещё более таинственной тёмной энергии , вызывающей ускоренное расширение Вселенной.

Данные WMAP позволяют утверждать, что тёмная материя является холодной (то есть состоит из тяжёлых частиц, а не из нейтрино или каких-либо других лёгких частиц). В противном случае лёгкие частицы, движущиеся с релятивистскими скоростями, размывали бы малые флуктуации плотности в ранней Вселенной.

Среди других параметров, из данных WMAP определены (исходя из ΛCDM -модели, то есть фридмановской космологической модели с Λ-членом и холодной тёмной материей англ. Cold Dark Matter ) :

возраст Вселенной : (13.73 ± 0.12)·10 9 лет;
постоянная Хаббла : 71 ± 4 км/с/Мпк ;
плотность барионов в настоящее время: (2,5 ± 0,1)·10 −7 см −3 ;
параметр плоскостности Вселенной (отношение общей плотности к критической): 1,02 ± 0,02;
суммарная масса всех трёх типов нейтрино : <0,7 эВ.

По данным обзора Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

100θ MC = 1.04077 ± 0.00032
Ω b h 2 = 0.02225 ± 0.00016
Ω c h 2 = 0.1198 ± 0.0015
τ=0.079 ± 0.017
ln(10 10 As)=3.094 ± 0.034
n s = 0.9645 ± 0.0049
H 0 = 67.27 ± 0.66
Ω m =0.3089 ± 0.0062
Ω Λ = 0.6911 ± 0.0062
Σm v < 0.17
Ω k =0.0008 -0.0039 +0.0040
w= −1.019 -0.08 +0.075

См. также

Напишите отзыв о статье "Космология"

Примечания

.
, p. 103.
.
.
О влиянии герметической литературы на Брадвардина см. работу .
, с. 2-17 и особенно с. 14.
.
.
, p. 105-106.
.
, с. 31-45.
(англ.) . NASA . Goddard Space Flight Center. Проверено 22 марта 2013. .
(англ.) .
Planck Collaboration (англ.) // ArXiv/astro-ph. - 2013. - Bibcode : . - arXiv :1303.5076 .
P. A. R. Ade et al . (Planck Collaboration) (22 March 2013). «». Astronomy and Astrophysics 1303 : 5062. arXiv :1303.5062 . DOI :10.1051/0004-6361/201321529 . Bibcode : .
. .
D.N. Spergel, R. Bean, O. Dore et al. .

Литература

Бакина В. И. Космологическое учение Гераклита Эфесского // Вестник Московского университета. Сер.7. Философия.. 1998.№ 4. С.42-55.
Бакина В. И. Космологические учения раннегреческих философов: Учеб. пособие. М., Изд-во Моск. ун-та. 1999. −104 с.
Вайнберг С. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной. - Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2000, 272 с. ISBN 5-93972-013-7
Гаврюшин Н. К. Византийская космология в XI веке // Историко-астрономические исследования . - М.: «Наука», 1983. Выпуск XVI. С.325-338.
Гаврюшин Н. К. Космологический трактат XV века как памятник древнерусского естествознания // Памятники науки и техники . 1981. М.: Наука, 1981, С. 183-197.
Лорен Грэхэм из книги
Житомирский С. В. Гелиоцентрическая гипотеза Аристарха Самосского и античная космология. // Историко-астрономические исследования. М., 1986. Вып. 18. С. 151-160.
Идлис Г. М. Революции в астрономии, физике и космологии. М., 1985.-232 с.
Койре А. От замкнутого мира к бесконечной вселенной: [пер. с англ. ]. - 2001. .
Космологические произведения в книжности Древней Руси. Ч. II: Тексты плоскостно-комарной и других космологических традиций" // Серия «Памятники древнерусской мысли». Вып. IV(2) / Отв. ред.: В. В. Мильков, С. М. Полянский. СПб.: Издат. дом «Міръ», 2008 (640 с. (50Б7 а.л.).
Лебедев А. В. Фалес и Ксенофан (Древнейшая фиксация космологии Фалеса) // Античная философия в интерпретации буржуазных философов. М., 1981.
Лупандин И. В. Аристотелевская космология и Фома Аквинский // Вопросы истории естествознания и техники . 1989. № 2. С.64-73.
Макеев В. А. Древняя философская космография в современной культуре стран Востока. -М.: РУДН, 1993
Мочалова И. Н. О двух космологических традициях в Ранней Академии // Вестник Ленинградского государственного университета имени А. С. Пушкина (серия философия). 2007.- № 3 (6).- С.26-34.
Нагирнер Д. И. Элементы космологии. - СПб.: Изд-во СПбГУ, 2001.
Павленко А. Н. Современная космология: проблема обоснования // Астрономия и научная картина мира. М. ИФРАН, 1996;
Павленко А. Н. Европейская космология: основания эпистемологического поворота, М.- ИНТРАДА, 1997;
Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. URSS. 2002. 240 с
Семушкин А. В. Умозрительный культ космоса в раннегреческой философии // Религия в изменяющемся мире. - М.: Изд-во РУДН, 1994. - С.27-39.
Турсунов А. Философия и современная космология. М., 1977.
М. Л. Фильченков, С. В. Копылов, В. С. Евдокимов Курс общей физики: дополнительные главы.
Фролов Б. Число в архаической космологии // Астрономия древних обществ. М., 2002.С.61-68.
Чернин А. Д. Звезды и физика. Изд.2. URSS. 2004. 176 с.
Barker P. . - Synthese. - 1990. - Т. 83, вып. 2. - P. 317-323.
C. Bonneau, S. Brunier. Une sonde defie l’espace et le temps. Science&Vie, № 1072, Janvier 2007, p. 43
Furley, David J. The Greek Theory of the Infinite Universe // Journal of the History of Ideas. - 1981. - Т. 42, № 4 (Oct. - Dec.). - P. 571–585. .
Gatti H. Giordano Bruno and Renaissance Science. - Cornell Univercity Press, 1999. .
Gombrich, R. F. «Ancient Indian Cosmology.» In Ancient Cosmologies, edited by Carmen Blacker and Michael Loewe, 110-142. London: Allen and Unwin, 1975.
Granada, Miguel A. Kepler and Bruno on the Infinity of the Universe and of Solar Systems // Journal for the History of Astronomy. - Т. 39, № 4. - P. 469-495.
Grant E. Medieval and Seventeenth-Century Conceptions of an Infinite Void Space Beyond the Cosmos // Isis. - 1969. - Т. 60, № 201. - P. 39-60. .
Grant E. Planets, Stars, and Orbs: The Medieval Cosmos, 1200-1687. - Cambridge, 1994. .
Henderson, John B. The Development and Decline of Chinese Cosmology. Neo-Confucian Studies Series. New York: Columbia University Press, 1984.-->
McColley G. The seventeenth-century doctrine of a plurality of worlds // Annals of Science. - 1936. - № 1. - P. 385–430. .
Sircar D.S. Cosmography and Cosmology in Early Indian Literature. Calcutta, 1976 (1 ed.: Calcutta,1967)

Ссылки

// modcos.com
Климушкин Д. Ю.
. . (англ.)
. .
проекта WMAP
// «Астронет»
А. Левин. // «Элементы»

Отрывок, характеризующий Космология

– Ах, да, – очнувшись, сказал Пьер, поспешно вставая. – Послушай, – сказал он, взяв Герасима за пуговицу сюртука и сверху вниз блестящими, влажными восторженными глазами глядя на старичка. – Послушай, ты знаешь, что завтра будет сражение?..
– Сказывали, – отвечал Герасим.
– Я прошу тебя никому не говорить, кто я. И сделай, что я скажу…
– Слушаюсь, – сказал Герасим. – Кушать прикажете?
– Нет, но мне другое нужно. Мне нужно крестьянское платье и пистолет, – сказал Пьер, неожиданно покраснев.
– Слушаю с, – подумав, сказал Герасим.
Весь остаток этого дня Пьер провел один в кабинете благодетеля, беспокойно шагая из одного угла в другой, как слышал Герасим, и что то сам с собой разговаривая, и ночевал на приготовленной ему тут же постели.
Герасим с привычкой слуги, видавшего много странных вещей на своем веку, принял переселение Пьера без удивления и, казалось, был доволен тем, что ему было кому услуживать. Он в тот же вечер, не спрашивая даже и самого себя, для чего это было нужно, достал Пьеру кафтан и шапку и обещал на другой день приобрести требуемый пистолет. Макар Алексеевич в этот вечер два раза, шлепая своими калошами, подходил к двери и останавливался, заискивающе глядя на Пьера. Но как только Пьер оборачивался к нему, он стыдливо и сердито запахивал свой халат и поспешно удалялся. В то время как Пьер в кучерском кафтане, приобретенном и выпаренном для него Герасимом, ходил с ним покупать пистолет у Сухаревой башни, он встретил Ростовых.

1 го сентября в ночь отдан приказ Кутузова об отступлении русских войск через Москву на Рязанскую дорогу.
Первые войска двинулись в ночь. Войска, шедшие ночью, не торопились и двигались медленно и степенно; но на рассвете двигавшиеся войска, подходя к Дорогомиловскому мосту, увидали впереди себя, на другой стороне, теснящиеся, спешащие по мосту и на той стороне поднимающиеся и запружающие улицы и переулки, и позади себя – напирающие, бесконечные массы войск. И беспричинная поспешность и тревога овладели войсками. Все бросилось вперед к мосту, на мост, в броды и в лодки. Кутузов велел обвезти себя задними улицами на ту сторону Москвы.
К десяти часам утра 2 го сентября в Дорогомиловском предместье оставались на просторе одни войска ариергарда. Армия была уже на той стороне Москвы и за Москвою.
В это же время, в десять часов утра 2 го сентября, Наполеон стоял между своими войсками на Поклонной горе и смотрел на открывавшееся перед ним зрелище. Начиная с 26 го августа и по 2 е сентября, от Бородинского сражения и до вступления неприятеля в Москву, во все дни этой тревожной, этой памятной недели стояла та необычайная, всегда удивляющая людей осенняя погода, когда низкое солнце греет жарче, чем весной, когда все блестит в редком, чистом воздухе так, что глаза режет, когда грудь крепнет и свежеет, вдыхая осенний пахучий воздух, когда ночи даже бывают теплые и когда в темных теплых ночах этих с неба беспрестанно, пугая и радуя, сыплются золотые звезды.
2 го сентября в десять часов утра была такая погода. Блеск утра был волшебный. Москва с Поклонной горы расстилалась просторно с своей рекой, своими садами и церквами и, казалось, жила своей жизнью, трепеща, как звезды, своими куполами в лучах солнца.
При виде странного города с невиданными формами необыкновенной архитектуры Наполеон испытывал то несколько завистливое и беспокойное любопытство, которое испытывают люди при виде форм не знающей о них, чуждой жизни. Очевидно, город этот жил всеми силами своей жизни. По тем неопределимым признакам, по которым на дальнем расстоянии безошибочно узнается живое тело от мертвого. Наполеон с Поклонной горы видел трепетание жизни в городе и чувствовал как бы дыханио этого большого и красивого тела.
– Cette ville asiatique aux innombrables eglises, Moscou la sainte. La voila donc enfin, cette fameuse ville! Il etait temps, [Этот азиатский город с бесчисленными церквами, Москва, святая их Москва! Вот он, наконец, этот знаменитый город! Пора!] – сказал Наполеон и, слезши с лошади, велел разложить перед собою план этой Moscou и подозвал переводчика Lelorgne d"Ideville. «Une ville occupee par l"ennemi ressemble a une fille qui a perdu son honneur, [Город, занятый неприятелем, подобен девушке, потерявшей невинность.] – думал он (как он и говорил это Тучкову в Смоленске). И с этой точки зрения он смотрел на лежавшую перед ним, невиданную еще им восточную красавицу. Ему странно было самому, что, наконец, свершилось его давнишнее, казавшееся ему невозможным, желание. В ясном утреннем свете он смотрел то на город, то на план, проверяя подробности этого города, и уверенность обладания волновала и ужасала его.
«Но разве могло быть иначе? – подумал он. – Вот она, эта столица, у моих ног, ожидая судьбы своей. Где теперь Александр и что думает он? Странный, красивый, величественный город! И странная и величественная эта минута! В каком свете представляюсь я им! – думал он о своих войсках. – Вот она, награда для всех этих маловерных, – думал он, оглядываясь на приближенных и на подходившие и строившиеся войска. – Одно мое слово, одно движение моей руки, и погибла эта древняя столица des Czars. Mais ma clemence est toujours prompte a descendre sur les vaincus. [царей. Но мое милосердие всегда готово низойти к побежденным.] Я должен быть великодушен и истинно велик. Но нет, это не правда, что я в Москве, – вдруг приходило ему в голову. – Однако вот она лежит у моих ног, играя и дрожа золотыми куполами и крестами в лучах солнца. Но я пощажу ее. На древних памятниках варварства и деспотизма я напишу великие слова справедливости и милосердия… Александр больнее всего поймет именно это, я знаю его. (Наполеону казалось, что главное значение того, что совершалось, заключалось в личной борьбе его с Александром.) С высот Кремля, – да, это Кремль, да, – я дам им законы справедливости, я покажу им значение истинной цивилизации, я заставлю поколения бояр с любовью поминать имя своего завоевателя. Я скажу депутации, что я не хотел и не хочу войны; что я вел войну только с ложной политикой их двора, что я люблю и уважаю Александра и что приму условия мира в Москве, достойные меня и моих народов. Я не хочу воспользоваться счастьем войны для унижения уважаемого государя. Бояре – скажу я им: я не хочу войны, а хочу мира и благоденствия всех моих подданных. Впрочем, я знаю, что присутствие их воодушевит меня, и я скажу им, как я всегда говорю: ясно, торжественно и велико. Но неужели это правда, что я в Москве? Да, вот она!»
– Qu"on m"amene les boyards, [Приведите бояр.] – обратился он к свите. Генерал с блестящей свитой тотчас же поскакал за боярами.
Прошло два часа. Наполеон позавтракал и опять стоял на том же месте на Поклонной горе, ожидая депутацию. Речь его к боярам уже ясно сложилась в его воображении. Речь эта была исполнена достоинства и того величия, которое понимал Наполеон.
Тот тон великодушия, в котором намерен был действовать в Москве Наполеон, увлек его самого. Он в воображении своем назначал дни reunion dans le palais des Czars [собраний во дворце царей.], где должны были сходиться русские вельможи с вельможами французского императора. Он назначал мысленно губернатора, такого, который бы сумел привлечь к себе население. Узнав о том, что в Москве много богоугодных заведений, он в воображении своем решал, что все эти заведения будут осыпаны его милостями. Он думал, что как в Африке надо было сидеть в бурнусе в мечети, так в Москве надо было быть милостивым, как цари. И, чтобы окончательно тронуть сердца русских, он, как и каждый француз, не могущий себе вообразить ничего чувствительного без упоминания о ma chere, ma tendre, ma pauvre mere, [моей милой, нежной, бедной матери,] он решил, что на всех этих заведениях он велит написать большими буквами: Etablissement dedie a ma chere Mere. Нет, просто: Maison de ma Mere, [Учреждение, посвященное моей милой матери… Дом моей матери.] – решил он сам с собою. «Но неужели я в Москве? Да, вот она передо мной. Но что же так долго не является депутация города?» – думал он.
Между тем в задах свиты императора происходило шепотом взволнованное совещание между его генералами и маршалами. Посланные за депутацией вернулись с известием, что Москва пуста, что все уехали и ушли из нее. Лица совещавшихся были бледны и взволнованны. Не то, что Москва была оставлена жителями (как ни важно казалось это событие), пугало их, но их пугало то, каким образом объявить о том императору, каким образом, не ставя его величество в то страшное, называемое французами ridicule [смешным] положение, объявить ему, что он напрасно ждал бояр так долго, что есть толпы пьяных, но никого больше. Одни говорили, что надо было во что бы то ни стало собрать хоть какую нибудь депутацию, другие оспаривали это мнение и утверждали, что надо, осторожно и умно приготовив императора, объявить ему правду.
– Il faudra le lui dire tout de meme… – говорили господа свиты. – Mais, messieurs… [Однако же надо сказать ему… Но, господа…] – Положение было тем тяжеле, что император, обдумывая свои планы великодушия, терпеливо ходил взад и вперед перед планом, посматривая изредка из под руки по дороге в Москву и весело и гордо улыбаясь.
– Mais c"est impossible… [Но неловко… Невозможно…] – пожимая плечами, говорили господа свиты, не решаясь выговорить подразумеваемое страшное слово: le ridicule…
Между тем император, уставши от тщетного ожидания и своим актерским чутьем чувствуя, что величественная минута, продолжаясь слишком долго, начинает терять свою величественность, подал рукою знак. Раздался одинокий выстрел сигнальной пушки, и войска, с разных сторон обложившие Москву, двинулись в Москву, в Тверскую, Калужскую и Дорогомиловскую заставы. Быстрее и быстрее, перегоняя одни других, беглым шагом и рысью, двигались войска, скрываясь в поднимаемых ими облаках пыли и оглашая воздух сливающимися гулами криков.
Увлеченный движением войск, Наполеон доехал с войсками до Дорогомиловской заставы, но там опять остановился и, слезши с лошади, долго ходил у Камер коллежского вала, ожидая депутации.

Москва между тем была пуста. В ней были еще люди, в ней оставалась еще пятидесятая часть всех бывших прежде жителей, но она была пуста. Она была пуста, как пуст бывает домирающий обезматочивший улей.
В обезматочившем улье уже нет жизни, но на поверхностный взгляд он кажется таким же живым, как и другие.
Так же весело в жарких лучах полуденного солнца вьются пчелы вокруг обезматочившего улья, как и вокруг других живых ульев; так же издалека пахнет от него медом, так же влетают и вылетают из него пчелы. Но стоит приглядеться к нему, чтобы понять, что в улье этом уже нет жизни. Не так, как в живых ульях, летают пчелы, не тот запах, не тот звук поражают пчеловода. На стук пчеловода в стенку больного улья вместо прежнего, мгновенного, дружного ответа, шипенья десятков тысяч пчел, грозно поджимающих зад и быстрым боем крыльев производящих этот воздушный жизненный звук, – ему отвечают разрозненные жужжания, гулко раздающиеся в разных местах пустого улья. Из летка не пахнет, как прежде, спиртовым, душистым запахом меда и яда, не несет оттуда теплом полноты, а с запахом меда сливается запах пустоты и гнили. У летка нет больше готовящихся на погибель для защиты, поднявших кверху зады, трубящих тревогу стражей. Нет больше того ровного и тихого звука, трепетанья труда, подобного звуку кипенья, а слышится нескладный, разрозненный шум беспорядка. В улей и из улья робко и увертливо влетают и вылетают черные продолговатые, смазанные медом пчелы грабительницы; они не жалят, а ускользают от опасности. Прежде только с ношами влетали, а вылетали пустые пчелы, теперь вылетают с ношами. Пчеловод открывает нижнюю колодезню и вглядывается в нижнюю часть улья. Вместо прежде висевших до уза (нижнего дна) черных, усмиренных трудом плетей сочных пчел, держащих за ноги друг друга и с непрерывным шепотом труда тянущих вощину, – сонные, ссохшиеся пчелы в разные стороны бредут рассеянно по дну и стенкам улья. Вместо чисто залепленного клеем и сметенного веерами крыльев пола на дне лежат крошки вощин, испражнения пчел, полумертвые, чуть шевелящие ножками и совершенно мертвые, неприбранные пчелы.
Пчеловод открывает верхнюю колодезню и осматривает голову улья. Вместо сплошных рядов пчел, облепивших все промежутки сотов и греющих детву, он видит искусную, сложную работу сотов, но уже не в том виде девственности, в котором она бывала прежде. Все запущено и загажено. Грабительницы – черные пчелы – шныряют быстро и украдисто по работам; свои пчелы, ссохшиеся, короткие, вялые, как будто старые, медленно бродят, никому не мешая, ничего не желая и потеряв сознание жизни. Трутни, шершни, шмели, бабочки бестолково стучатся на лету о стенки улья. Кое где между вощинами с мертвыми детьми и медом изредка слышится с разных сторон сердитое брюзжание; где нибудь две пчелы, по старой привычке и памяти очищая гнездо улья, старательно, сверх сил, тащат прочь мертвую пчелу или шмеля, сами не зная, для чего они это делают. В другом углу другие две старые пчелы лениво дерутся, или чистятся, или кормят одна другую, сами не зная, враждебно или дружелюбно они это делают. В третьем месте толпа пчел, давя друг друга, нападает на какую нибудь жертву и бьет и душит ее. И ослабевшая или убитая пчела медленно, легко, как пух, спадает сверху в кучу трупов. Пчеловод разворачивает две средние вощины, чтобы видеть гнездо. Вместо прежних сплошных черных кругов спинка с спинкой сидящих тысяч пчел и блюдущих высшие тайны родного дела, он видит сотни унылых, полуживых и заснувших остовов пчел. Они почти все умерли, сами не зная этого, сидя на святыне, которую они блюли и которой уже нет больше. От них пахнет гнилью и смертью. Только некоторые из них шевелятся, поднимаются, вяло летят и садятся на руку врагу, не в силах умереть, жаля его, – остальные, мертвые, как рыбья чешуя, легко сыплются вниз. Пчеловод закрывает колодезню, отмечает мелом колодку и, выбрав время, выламывает и выжигает ее.
Так пуста была Москва, когда Наполеон, усталый, беспокойный и нахмуренный, ходил взад и вперед у Камерколлежского вала, ожидая того хотя внешнего, но необходимого, по его понятиям, соблюдения приличий, – депутации.
В разных углах Москвы только бессмысленно еще шевелились люди, соблюдая старые привычки и не понимая того, что они делали.
Когда Наполеону с должной осторожностью было объявлено, что Москва пуста, он сердито взглянул на доносившего об этом и, отвернувшись, продолжал ходить молча.
– Подать экипаж, – сказал он. Он сел в карету рядом с дежурным адъютантом и поехал в предместье.
– «Moscou deserte. Quel evenemeDt invraisemblable!» [«Москва пуста. Какое невероятное событие!»] – говорил он сам с собой.
Он не поехал в город, а остановился на постоялом дворе Дорогомиловского предместья.
Le coup de theatre avait rate. [Не удалась развязка театрального представления.]

Русские войска проходили через Москву с двух часов ночи и до двух часов дня и увлекали за собой последних уезжавших жителей и раненых.
Самая большая давка во время движения войск происходила на мостах Каменном, Москворецком и Яузском.
В то время как, раздвоившись вокруг Кремля, войска сперлись на Москворецком и Каменном мостах, огромное число солдат, пользуясь остановкой и теснотой, возвращались назад от мостов и украдчиво и молчаливо прошныривали мимо Василия Блаженного и под Боровицкие ворота назад в гору, к Красной площади, на которой по какому то чутью они чувствовали, что можно брать без труда чужое. Такая же толпа людей, как на дешевых товарах, наполняла Гостиный двор во всех его ходах и переходах. Но не было ласково приторных, заманивающих голосов гостинодворцев, не было разносчиков и пестрой женской толпы покупателей – одни были мундиры и шинели солдат без ружей, молчаливо с ношами выходивших и без ноши входивших в ряды. Купцы и сидельцы (их было мало), как потерянные, ходили между солдатами, отпирали и запирали свои лавки и сами с молодцами куда то выносили свои товары. На площади у Гостиного двора стояли барабанщики и били сбор. Но звук барабана заставлял солдат грабителей не, как прежде, сбегаться на зов, а, напротив, заставлял их отбегать дальше от барабана. Между солдатами, по лавкам и проходам, виднелись люди в серых кафтанах и с бритыми головами. Два офицера, один в шарфе по мундиру, на худой темно серой лошади, другой в шинели, пешком, стояли у угла Ильинки и о чем то говорили. Третий офицер подскакал к ним.
– Генерал приказал во что бы то ни стало сейчас выгнать всех. Что та, это ни на что не похоже! Половина людей разбежалась.
– Ты куда?.. Вы куда?.. – крикнул он на трех пехотных солдат, которые, без ружей, подобрав полы шинелей, проскользнули мимо него в ряды. – Стой, канальи!
– Да, вот извольте их собрать! – отвечал другой офицер. – Их не соберешь; надо идти скорее, чтобы последние не ушли, вот и всё!
– Как же идти? там стали, сперлися на мосту и не двигаются. Или цепь поставить, чтобы последние не разбежались?
– Да подите же туда! Гони ж их вон! – крикнул старший офицер.
Офицер в шарфе слез с лошади, кликнул барабанщика и вошел с ним вместе под арки. Несколько солдат бросилось бежать толпой. Купец, с красными прыщами по щекам около носа, с спокойно непоколебимым выражением расчета на сытом лице, поспешно и щеголевато, размахивая руками, подошел к офицеру.
– Ваше благородие, – сказал он, – сделайте милость, защитите. Нам не расчет пустяк какой ни на есть, мы с нашим удовольствием! Пожалуйте, сукна сейчас вынесу, для благородного человека хоть два куска, с нашим удовольствием! Потому мы чувствуем, а это что ж, один разбой! Пожалуйте! Караул, что ли, бы приставили, хоть запереть дали бы…
Несколько купцов столпилось около офицера.
– Э! попусту брехать то! – сказал один из них, худощавый, с строгим лицом. – Снявши голову, по волосам не плачут. Бери, что кому любо! – И он энергическим жестом махнул рукой и боком повернулся к офицеру.

Упоминает также третью модель, сюанье 宣夜 - однако о ней уже к его времени не сохранилось сведений.

Европейская античность

Большинство древнегреческих учёных поддерживали геоцентрическую систему мира , согласно которой в центре Вселенной находится неподвижная шарообразная Земля, вокруг которой обращаются пять планет, Солнце и Луна . Предложенная Аристархом Самосским гелиоцентрическая система мира , по-видимому, не получила поддержки большинства древнегреческих астрономов.

Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд . Иногда добавлялась ещё одна сфера, отвечающая за прецессию . Предметом споров был вопрос о том, что находится за пределами мира: перипатетики вслед за Аристотелем полагали, что вне мира нет ничего (ни материи, ни пространства), стоики считали, что там находится бесконечное пустое пространство, атомисты (Левкипп , Демокрит , Метродор , Эпикур , Лукреций) полагали, что за пределами нашего мира находятся другие миры. Особняком стоят взгляды Гераклида Понтийского , согласно которому звёзды являются далёкими мирами, включающими в себя землю и воздух; он, как и атомисты, полагал Вселенную бесконечной. На закате античности появилось религиозно-мистическое учение герметизм , согласно которому вне мира может находиться область нематериальных существ - духов .

Эпоха Возрождения

Возникновение современной космологии

Возраст Вселенной

Основные этапы развития Вселенной

Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, - это планковское время (10 −43 после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий . По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.
Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.
Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, галактики, Солнечная система .

WMAP

на 4 % из обычного вещества,
на 23 % из так называемой тёмной материи (возможно, из гипотетических тяжёлых суперсимметричных частиц) и
на 73 % из ещё более таинственной тёмной энергии , вызывающей ускоренное расширение Вселенной.

Среди других параметров, из данных WMAP определены (исходя из ΛCDM -модели, то есть фридмановской космологической модели с Λ-членом и холодной тёмной материей англ. Cold Dark Matter ) :

возраст Вселенной : (13.73 ± 0.12)⋅10 9 лет;
постоянная Хаббла : 71 ± 4 км/с/Мпк ;
плотность барионов в настоящее время: (2,5 ± 0,1)⋅10 −7 см −3 ;
параметр плоскостности Вселенной (отношение общей плотности к критической): 1,02 ± 0,02;
суммарная масса всех трёх типов нейтрино : <0,7 эВ.

По данным обзора Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

100θ MC = 1.04077 ± 0.00032
Ω b h 2 = 0.02225 ± 0.00016
Ω c h 2 = 0.1198 ± 0.0015
τ=0.079 ± 0.017
ln(10 10 As)=3.094 ± 0.034
n s = 0.9645 ± 0.0049
H 0 = 67.27 ± 0.66
Ω m =0.3089 ± 0.0062
Ω Λ = 0.6911 ± 0.0062
Σm v < 0.17
Ω k =0.0008 −0.0039 +0.0040
w= −1.019 −0.08 +0.075

Примечания

, p. 103.
О влиянии герметической литературы на Брадвардина см. работу .
, с. 2-17 и особенно с. 14.
, p. 105-106.
, с. 31-45.
WMAP Cosmological Parameters (англ.) . NASA . Goddard Space Flight Center. Проверено 22 марта 2013. Архивировано 22 марта 2013 года.
N° 7-2013: PLANCK REVEALS AN ALMOST PERFECT UNIVERSE (англ.) .
Planck Collaboration. Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters (англ.) // ArXiv/astro-ph. - 2013. - Bibcode : 2013arXiv1303.5076P . - arXiv :1303.5076 .
P. A. R. Ade et al . (Planck Collaboration) (22 March 2013). “Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results” . Astronomy and Astrophysics . 1303 : 5062. arXiv :1303.5062 .
Barker P. Copernicus, the orbs, and the equant . - Synthese. - 1990. - Т. 83, вып. 2. - P. 317-323.
C. Bonneau, S. Brunier. Une sonde defie l’espace et le temps. Science&Vie, № 1072, Janvier 2007, p. 43
Furley, David J. The Greek Theory of the Infinite Universe // Journal of the History of Ideas. - 1981. - Т. 42, № 4 (Oct. - Dec.). - P. 571–585. .
Gatti H. Giordano Bruno and Renaissance Science. - Cornell Univercity Press, 1999. .
Gombrich, R. F. «Ancient Indian Cosmology.» In Ancient Cosmologies, edited by Carmen Blacker and Michael Loewe, 110-142. London: Allen and Unwin, 1975.
Granada, Miguel A. Kepler and Bruno on the Infinity of the Universe and of Solar Systems // Journal for the History of Astronomy. - 2008. - Т. 39, № 4. - P. 469-495.
Grant E. Medieval and Seventeenth-Century Conceptions of an Infinite Void Space Beyond the Cosmos // Isis. - 1969. - Т. 60, № 201. - P. 39-60. .
Grant E. Planets, Stars, and Orbs: The Medieval Cosmos, 1200-1687. - Cambridge, 1994. .
Henderson, John B. The Development and Decline of Chinese Cosmology. Neo-Confucian Studies Series. New York: Columbia University Press, 1984.-->
McColley G. The seventeenth-century doctrine of a plurality of worlds // Annals of Science. - 1936. - № 1. - P. 385–430. .
Sircar D.S. Cosmography and Cosmology in Early Indian Literature. Calcutta, 1976 (1 ed.: Calcutta,1967)

Бакина В. И. Космологическое учение Гераклита Эфесского // Вестник Московского университета. Сер.7. Философия.. 1998.№ 4. С.42-55.
Бакина В. И. Космологические учения раннегреческих философов: Учеб. пособие. М., Изд-во Моск. ун-та. 1999. −104 с.
Вайнберг С. Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной. - Ижевск: НИЦ «Регулярная и хаотическая динамика», 2000, 272 с. ISBN 5-93972-013-7
Гаврюшин Н. К. Византийская космология в XI веке // Историко-астрономические исследования. - М.: «Наука», 1983. Выпуск XVI. С.325-338.

Космологические произведения в книжности Древней Руси. Ч. II: Тексты плоскостно-комарной и других космологических традиций" // Серия «Памятники древнерусской мысли». Вып. IV(2) / Отв. ред.: В. В. Мильков, С. М. Полянский. СПб.: Издат. дом «Міръ», 2008 (640 с. (50Б7 а.л.).
Лебедев А. В. Фалес и Ксенофан (Древнейшая фиксация космологии Фалеса) // Античная философия в интерпретации буржуазных философов. М., 1981.
Лупандин И. В. Аристотелевская космология и Фома Аквинский // Вопросы истории естествознания и техники . 1989. № 2. С.64-73.
Макеев В. А. Древняя философская космография в современной культуре стран Востока. -М.: РУДН, 1993
Мочалова И. Н. О двух космологических традициях в Ранней Академии // Вестник Ленинградского государственного университета имени А. С. Пушкина (серия философия). 2007.- № 3 (6).- С.26-34.
Нагирнер Д. И. Элементы космологии. - СПб.: Изд-во СПбГУ, 2001.
Павленко А. Н. Современная космология: проблема обоснования // Астрономия и научная картина мира. М. ИФРАН, 1996;
Павленко А. Н. Европейская космология: основания эпистемологического поворота, М.- ИНТРАДА, 1997;
Сажин М. В. Современная космология в популярном изложении. URSS. 2002. 240 с
Семушкин А. В. Умозрительный культ космоса в раннегреческой философии // Религия в изменяющемся мире. - М.: Изд-во РУДН, 1994. - С.27-39.
Турсунов А. Философия и современная космология. М., 1977.
М. Л. Фильченков, С. В. Копылов, В. С. Евдокимов Курс общей физики: дополнительные главы.
Фролов Б. Число в архаической космологии // Астрономия древних обществ. М., 2002.С.61-68.
Чернин А. Д. Звезды и физика. Изд.2. URSS. 2004. 176 с.
Лоуренс Краусс . Почему мы существуем. Величайшая из когда-либо рассказанных историй = Krauss. The Greatest Story Ever Told - So Far: Why Are We Here?. - М. : Альпина Нон-фикшн, 2018. -

раздел астрономии, физ. учение о развитии Вселенной как целом, основанное на общих ее свойствах: однородности, изотропности, расширении наблюдаемой ее части. Наибольшее распространение в наст. время получила теория горячей Вселенной, начало к-рой связано с теорией Большого Взрыва. Ф.М.Дягилев

Отличное определение

Неполное определение ↓

КОСМОЛОГИЯ

от греч. ?????? – мир, Вселенная, а также строй, порядок, в противоположность хаосу, и????? – слово, учение) – учение о Вселенной как целом и о всей охваченной астрономич. наблюдениями области Вселенной как части этого целого. К. развивалась как раздел астрономии. Нередко ее рассматривают также как раздел физики или философии. Фактически совр. К. является пограничной наукой на стыке астрономии, физики и философии. Наиболее общие положения К. имеют непосредственно филос. характер, поэтому К. являлась и является ареной борьбы мировоззрений. Первые наивные космологич. представления зародились в глубокой древности в результате попыток человека осознать свое место в мироздании. Для этих воззрений характерны антропоморфизм и антропоцентризм. Процесс становления К. происходил в порядке взаимосвязанного развития, с одной стороны, абстрактного мышления, с другой – средств и методов наблюдения. Мн. общие вопросы К. были поставлены филос. мыслью задолго до того, как стало возможным подходить к решению этих вопросов средствами астрономии и физики. Таковы, напр., вопрос о том, является ли Вселенная единым целым или множеством отд. миров, вопрос о конечности или бесконечности Вселенной, поставленные др.-греч. философами. Идея Вселенной как единого, вечного и закономерного процесса имеется уже у Гераклита (см. А5, 10; В 30, 65, 76, 90, Diels9). Первая попытка представить строение Вселенной в целом на основе наблюдат. данных – геоцентрич. система мира (см. Гелиоцентрическая и геоцентрическая системы мира). Важнейшие космологич. идеи этой системы: неподвижность и центральное положение Земли во Вселенной, пространств. ограниченность последней, коренное различие физич. природы "земного" и "небесного". Эти космологич. идеи были преодолены только гелиоцентрич. системой мира. Уже Дж. Бруно сделал из нее вывод о безграничности Вселенной; этот вывод получил физич. обоснование в теории тяготения Ньютона: статическая ограниченная Вселенная несовместима с законом всемирного тяготения. Что касается представлений о противоположности "земного" и "небесного", то оно было подорвано уже самим выводом о том, что Земля – лишь одна из планет, т.е. часть "небесного"; телескопич. открытия Галилея, закон всемирного тяготения Ньютона и спектральный анализ показали полное единство физич. законов и химич. состава "земного" и "небесного". По мере развития средств и методов астрономии расширялась охваченная наблюдениями часть Вселенной, и космич. роль Земли представлялась все более и более скромной. Системы Птолемея и Коперника (в первонач. виде) были по существу К. солнечной системы. Только постепенно выяснилось, какую исчезающе малую долю объема "звездной вселенной" – Галактики охватывает солнечная система: Солнце – лишь одна из примерно 100 млрд. звезд этой системы. Выяснение протяженности Галактики заняло ок. 150 лет. Хотя еще Райт, Ламберт и Кант в 50–60-х гг. 18 в. высказывали догадку не только о том, что все видимые звезды образуют огранич. дискообразную систему, но и о том, что существует множество таких систем, даже в нач. 20 в. среди астрономов были широко распространены представления, будто наша Галактика и есть вся материальная Вселенная (неограниченность самого пространства при этом обычно не подвергалась сомнению). Когда же было окончательно доказано, что существует огромное количество звездных систем, в общем сходных с нашей, вновь появилась тенденция лишь отодвинуть границы Вселенной, без отказа от самого понятия границы. Теперь за Вселенную принималась уже система галактик – Метагалактика. Науч. К. в своем развитии прошла два крупных этапа – ньютонианский и релятивистский. Предпосылками возникновения науч. К. был отказ от геоцентризма, создание классич. механики и открытие закона всемирного тяготения. Со времен Ньютона космологич. проблема могла ставиться уже не умозрительно, а как физич. задача. Первоначально, в связи с господством механистич. мировоззрения, она сводилась к задаче о поведении бесконечной системы масс, управляемой силами всемирного тяготения. Конкретным образом системы масс, к-рой оперировала ньютонова К., была звездная система. Начало нового, совр. этапа в развитии К. связано, с одной стороны, с созданием общей теории относительности и первых релятивистских моделей мира (1917–22), с др. стороны, с установлением звездной природы и внегалактич. положения спиральных "туманностей" (1917–24). Сопоставление теоретич. и наблюдат. выводов стало возможно после открытия Хабблом в 1929 закона красного смещения, а конкретным образом космологич. системы масс стала система галактик. Начался этот новый этап с попыток преодоления на основе новой теории тяготения тех космологич. затруднений, к-рые были унаследованы от классич. (дорелятивистской) физики (см. Космологические парадоксы). Казалось, что бесконечная Вселенная с равномерным (в среднем) распределением тяготеющих и излучающих масс (звезд) при отличной от нуля пространств. плотности масс существовать не может. Выход формально можно было искать в одном из трех направлений: либо отказаться от предположения о равномерном (хаотич.) распределении космич. масс, либо от предположения о бесконечном объеме пространства Вселенной, либо, наконец, предположить, что ньютонов закон тяготения выполняется лишь приближенно. Возможность решения проблемы в первом из этих направлений рассмотрел в 1908–22 Шарлье (в общем виде идея была выдвинута еще в 18 в. Ламбертом). Это т.н. иерархич. схема строения Вселенной, исходящая из представления о строгой закономерности строения и пространств. распределения космич. систем: определ. число звезд образует систему (галактику) первого порядка, определ. число к-рых, в свою очередь, образует систему (галактику) второго порядка, и т.д. до бесконечности. Вселенная есть система бесконечно высокого порядка сложности. Если величины, характеризующие каждую из систем (линейные размеры, массы, плотности), связаны опред. соотношениями, то такая бесконечная система свободна от космологич. парадоксов. При стремлении размеров системы к бесконечности ее плотность стремится к нулю. Однако такая схема казалась слишком искусственной. Поиски решения во втором направлении в рамках ньютоновой физики также представлялись мало обнадеживающими. Со времен Римана было известно, что безграничное пространство может быть как конечным, так и бесконечным. Однако первая из этих возможностей представлялась лишь математич. абстракцией. Идея Маха и др. о возможности пространственно конечной Вселенной не получила поэтому признания. Третью возможность рассмотрел в 1895 Нейман; он показал, что гравитац. парадокс устраняется, если предположить, что на больших расстояниях сила тяготения убывает быстрее, чем по закону обратных квадратов (или, что эквивалентно, что на больших расстояниях наряду с силами притяжения действуют еще неизвестные силы отталкивания, ослабляющие гравитац. эффекты). Однако не существовало никаких данных для обоснования таких предположений. В 1917 Эйнштейн сделал попытку применить к решению космологич. проблемы созданную им релятивистскую теорию тяготения – общую теорию относительности. Оказалось, что если исходить из предположения о статичности Вселенной, то в рамках новой теории тяготения возникают затруднения, аналогичные тем, к-рые имеют место в классич. (ньютоновой) теории. Поэтому Эйнштейн видоизменил ур-ния тяготения общей теории относительности путем введения в них т.н. космологич. члена. Это видоизменение означало предположение о существовании неизвестных сил отталкивания, сказывающихся на больших расстояниях. Решение ур-ний тяготения с космологич. членом в предположении о статистически однородном и изотропном распределении вещества дает замкнутое (конечное) пространство. Др. статич. (псевдостатич.) модель была построена де Ситтером. В 1922–24 А. А. Фридман показал, что для такого видоизменения ур-ний тяготения нет достаточных оснований: "космологический член" может соответствовать не только отталкиванию, но и притяжению и, что наиболее существенно, обычные ур-ния Эйнштейна также имеют космологич. решения, свободные от указанных затруднений. Но пространство таких моделей не является статическим, кривизна пространства со временем изменяется, пространство деформируется. После открытия Хаббла оказалось, однако, что это не недостаток, а преимущество новых моделей: Метагалактика не является статич. системой, и модели Фридмана могут рассматриваться как теоретич. объяснение эффекта "разбегания" галактик. Однако простейшие релятивистские модели, если рассматривать их как модели Вселенной в целом, приводят к принципиальным затруднениям, к-рые были использованы фидеизмом и идеализмом для "обоснования" идеи сотворения мира из ничего или первозданного хаоса, притом в очень недалеком, по астрономич. масштабам, прошлом – 2–10 млрд. лет. С т. зр. самой К. и астрономии, предположение, лежащее в основе изотропных однородных моделей, и распространенное представление, что галактика или скопление галактик является высшим, наиболее сложным структурным образованием, за к-рым следует уже непосредственно Вселенная, сильно задержало изучение строения Метагалактики. Вплоть до 40-х гг. преобладал взгляд о беспорядочном распределении галактик, а обнаружившиеся неоднородности рассматривались как неоднородности местного характера (см. Космологический постулат). Для преодоления затруднений, связанных с простейшими моделями, были сделаны попытки отказаться от основного упрощающего предположения о равномерном распределении вещества и построить более сложные – неоднородные анизотропные модели. Это задача исключит. математич. сложности. Однако уже полученные результаты показывают, что на этом пути можно, по-видимому, преодолеть все осн. затруднения совр. К. без какой-то кардинально новой физич. теории. Однако при переходе к существенно б?льшим масштабам (системе метагалактик) совр. теоретич. база К. может оказаться недостаточной, как ньютонова физика оказалась недостаточной для объяснения явлений метагалактич. масштабов. Известны также попытки найти решение космологич. проблемы вне рамок общей теории относительности. К их числу относится К. "кинематической относительности" англ. астрофизика Милна, созданная в 30-х гг. Схема Милна крайне искусственна и распространения не получила. Др. космологич. теории, напр. Иордана, также не имеют особого влияния. Значительно большей популярностью пользуется среди ученых Запада модель "стационарной Вселенной" Бонди, Голда и Хойла (1948). В наст. время она обычно рассматривается как альтернативная к релятивистским моделям "динамической Вселенной". Идея этой модели такова. Вселенная существовала и будет существовать вечно без к.-л. этапов катастрофальной эволюции. Она всегда расширялась, расширяется и будет расширяться, однако плотность вещества при этом остается неизменной за счет постоянного возникновения вещества. В первонач. варианте теории вещество возникает из ничего; в варианте, развитом Хойлом, источником вещества является физич. "творящее" поле не известной пока природы, причем тензор этого поля вводится в уравнения поля общей теории относительности. Здесь теория может рассматриваться как особый случай релятивистской космологич. теории. К. занимается также "термодинамикой Вселенной" (см. Энтропия, Тепловая смерть Вселенной). Пограничной проблемой К., космогонии, астрофизики и ядерной физики является проблема нуклеогенеза, т.е. происхождения химич. элементов. В связи с открытием античастиц в К. стала обсуждаться проблема "антимиров" – гипотетич. космич. объектов, построенных из антивещества (античастиц). Это, однако, только небольшая часть более общей проблемы симметрии Вселенной. К проблемам К. можно отнести также проблему распространенности органич. жизни во Вселенной (в наст. время это пограничная проблема К., космогонии, астрофизики и биохимии). Совр. т. зр. состоит в том, что жизнь во Вселенной хотя и не всеобщее, но далеко не исключит. явление. Ряд существующих космологич. концепций складывался под влиянием позитивизма. Это сказалось прежде всего в стремлении развивать К. независимо от философии, далее, в неосноват. претензии получить сразу и окончательно исчерпывающее решение вопроса о строении Вселенной в целом. Отсюда стремление рассматривать космологич. модели не как очередные ступеньки бесконечного процесса познания бесконечной Вселенной, а как окончат. результат, не как схематич. модели Метагалактики, а как адекватную модель всей Вселенной. Это сказалось, наконец, в игнорировании диалектич. противоречивости Вселенной. Объект К. – Вселенная – одновременно является предельно всеобщим (ибо не существует ничего, что не входило бы во Вселенную) и в то же время предельно единичным (ибо, помимо нее, вообще ничего не существует). Поэтому, напр., в общем виде вопрос о том, какие черты Вселенной являются единичными, какие особенными и какие всеобщими, без дальнейшего уточнения лишен смысла: наиболее общие свойства Вселенной – это и ее индивидуальные свойства, не присущие какому бы то ни было другому объекту. Но поскольку мы всегда наблюдаем не непосредственно к.-л. "свойства Вселенной в целом" (напр., ее протяженность или кривизну ее пространственно-временного континуума), а лишь свойства определ. космич. системы как ее части, то вопрос о разделении индивидуальных, особых и общих свойств приобретает в познании Вселенной решающее значение. Так, если Вселенная однородна, как утверждает космологич. постулат, то в зависимости от отбора данных можно получить, напр., вывод о ее конечности в пространстве или времени, о том, что возраст Вселенной в целом меньше возраста ее составных частей и т.п. Если же она неоднородна (в широком смысле), т.е. можно допустить, напр., что в каких-то др. метагалактиках действует иной закон тяготения, то это означало бы, что мы наблюдаем лишь единичные и особенные свойства космич. систем, не отражающие общих черт строения Вселенной; тогда доля познанного во Вселенной не превышает ее познанной доли и даже при сколь угодно быстром прогрессе познания мы всегда будем знать лишь бесконечно малую часть Вселенной и никогда не сможем ничего сказать о Вселенной в целом. Др. словами, мы должны были бы сделать вывод, что Вселенная как объект непознаваема, и предмета К. не существует. Диалектика состоит здесь в том, что бесконечная (в пространстве – времени и по неисчерпаемости свойств) всеохватывающая Вселенная является единством и взаимопроникновением взаимоисключающих противоположностей: однородности и неоднородности, прерывного и непрерывного, единого и многообразного, конечного и бесконечного, симметричного и несимметричного, обратимого и необратимого. Познавая конечное, мы всегда познаем и какие-то черты бесконечного, по части можем делать нек-рые выводы о целом, но не можем просто переносить свойства одного на другое. Проблемы совр. К. должны решаться общими усилиями астрономии, физики и философии. Сов. наука имеет в этом отношении определ. успехи. До недавнего времени К. уделялось у нас несравненно меньше внимания, чем др. разделам астрономии, что объясняется, во-первых, тем, что до недавнего времени в СССР отсутствовали сверхмощные инструменты, необходимые для работ в области внегалактич. астрономии. Во-вторых, в условиях догматизма, порожденного культом личности Сталина, теоретич. основа совр. К. – теория относительности – подвергалась со стороны ряда философов и отд. физиков нигилистич. критике, а релятивистская К. рассматривалась ими как всецело идеалистическая. Сейчас, когда оба эти препятствия преодолены, Сов. Союз, занимающий ведущее положение в освоении космоса, имеет также все предпосылки для того, чтобы сделать крупный шаг вперед в теоретич. осмысливании его общих закономерностей. См. такжестатьи Бесконечность, Пространство и время, Вселенная, Тяготение всемирное. Лит.: Шкловский И. С., Фотометрич. парадокс для радиоизлучения метагалактики, "Астрономич. журнал", 1953, т. 30, вып. 5, с. 495–508; Внегалактич. астрономия и К. Тр. шестого совещания по вопросам космогонии 5–7 июня 1957 г., М., 1959; Зельманов А. Л., К., БСЭ, 2 изд., т. 23; его же, К., в сб.: Астрономия в СССР за тридцать лет (1917–1947), М.–Л., 1948 (имеется библ.); его же, К постановке космологич. проблемы, в кн.: Тр. второго съезда Всесоюзного астрономо-геодезич. об-ва 25–31 янв. 1955 г., М., 1960; Hаан Г. И., О совр. состоянии космологич. науки, в кн.: Вопр. космогонии, т. 6, М., 1958; его же, О бесконечности Вселенной, "Вопр. философии", 1961, No 6; Mак-Витти Г. К., Общая теория относительности и К., М., 1961; Ландау Л. Д. и Лифшиц Е. М., Теория поля, 4 изд., М., 1962; Амбарцумян В. ?., Проблемы внегалактич. исследований, в сб.: Вопр. космогонии, т. 8, М., 1962, с. 3–26; Robertson H. P., Relativistic cosmology, "Rev. of Modern Physics", 1933, v. 5, No 1; ?olman R. С., Relativity, thermodynamics and cosmology, Oxf., 1934; Heckmann O. H. L., Sch?cking ?., Newtonsche und Einsteinsche Kosmologie, Handbuch der Physik, hrsg. von S. Fl?gge, Bd 53, В.–G?tt.–Hdlb., 1959; ?ondi ?., Cosmology, 2 ed., Camb., 1960. Г. Haaн. Таллин.