Akademik

Космология (от греч. kosmos - мир, Вселенная и logos - слово, учение) - раздел астрономии, изучающий Вселенную как целое и включающий в себя учение о строении и эволюции всей охваченной астр. наблюдениями части Вселенной. Эмпирич. основой космологич. теорий являются данные астр. наблюдений и данные эксперим. физики. Теоретич. базис К. составляют основные физ. теории, описывающие законы движения материи. К. использует также достижения математики и др. наук. Космологич. выводы и обобщения имеют большое мировоззренческое значение.

1. Введение

Представления о строении всего окружающего мира были важным элементом человеческой культуры на протяжении всей её истории. Эти представления отражали уровень знаний и опыт изучения природы в соответствующие эпохи развития человеческого общества. По мере того как расширялись пространственные (и временные) масштабы познанной человеком части Вселенной, менялись и космологич. представления. Первой космологич. моделью, имеющей матем. обоснование, можно считать геоцентрич. систему мира К. Птолемея (К. Ptolemaios, 2 в. н. э.). Она господствовала в науке ок. 1,5 тыс. лет. Затем её сменила гелиоцентрич. система мира Н. Коперника (М. Kopernik, 16 в. н. э.). В дальнейшем необычайное расширение масштабов исследованного мира благодаря изобретению и совершенствованию телескопов привело к представлению о звёздной Вселенной. Наконец, в нач. 20 в. возникло представление о Вселенной как о мире галактик (Метагалактике). Из рассмотрения этой историч. цепочки смен космологич. представлений с непреложностью следует, что каждая "система мира" по существу была моделью наибольшей системы небесных тел, достаточно хорошо изученной к тому времени. Так, модель Птолемея правильно отражала строение системы Земля - Луна, система Н. Коперника была моделью Солнечной системы, идеи модели звёздного мира У. Гершеля (W. Herschel) и др. отражали нек-рые черты строения Галактики. Но каждая из этих моделей претендовала в своё время на описание строения "всей Вселенной". Эта же тенденция на новом уровне прослеживается и в развитии К. в 20 в.

Ещё в 19 в. выяснилось, что попытки применения теории тяготения Ньютона и классич. физики к бесконечному распределению материи в пространстве ведёт к ряду серьёзных трудностей (см. Гравитационный парадокс, Фотометрический парадокс, "Тепловая смерть " Вселенной). Совр. К. возникла в нач. 20 в. после создания А. Эйнштейном (A. Einstein) релятивистской теории тяготения (общей теории относительности - ОТО). Первая модель Вселенной, основанная на новой теории тяготения, т. н. релятивистская космологич. модель, была построена А. Эйнштейном в 1917. Однако она описывала статич. Вселенную и, как показали астрофизич. наблюдения, оказалась неверной.

В 1922-24 А. А. Фридманом были получены общие решения ур-ний ОТО для вещества, в среднем равномерно заполняющего всё пространство, в к-ром к тому же все направления равноправны. Эти решения в общем случае нестационарны, они описывают расширение или сжатие всего вещества, всей Вселенной. В 1929 Э. Хаббл (Е. Hubble) в итоге многолетних астрофизич. наблюдений открыл расширение окружающего нас мира галактик, открыл расширение Вселенной, подтверждающее правильность выводов А. А. Фридмана. Фридмановские модели являются основой всего последующего развития К. Эти модели описывали механич. картину движения тяготеющих масс во Вселенной и её глобальную структуру. Если прежние космологич. построения призваны были описывать гл. обр. наблюдаемую структуру Вселенной, кажущуюся стационарной, то модели Фридмана по своей сути были эволюционными, связывали сегодняшнее состояние Вселенной с её предыдущей историей. С кон. 40-х гг. 20 в. всё большее внимание К. обращает на физику процессов, протекавших на разных этапах космологич. расширения. В 1946-48 появилась теория горячей Вселенной Г. Гамова (G. Gamow), согласно к-рой в начале расширения вещество характеризовалось огромной темп-рой. В это же время были разработаны принципиально новые астр. методы наблюдений. Возникла радиоастрономия, а затем, после начала космич. эры, развились рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, ИК-астрономия. Новые возможности появились и у оптической астрономии.

В 1965 А. Пензиас (A. Penzias) и Р. Вильсон (R. Wilson) открыли микроволновое фоновое излучение (реликтовое излучение) - проэволюционировавшее (охладившееся) эл.-магн. излучение, к-рое имело в начале расширения Вселенной очень высокую темп-ру. Это открытие доказало справедливость теории Гамова.

Совр. этап в развитии К. характеризуется интенсивным исследованием проблемы начала космологич. расширения, когда плотности материи и энергии частиц были огромными. Руководящими идеями здесь являются новые теоретич. открытия в физике взаимодействия элементарных частиц при очень больших энергиях (см. Великое объединение). Др. важная проблема К.- объяснение возникновения крупномасштабной структуры Вселенной - скоплений галактик, самих галактик и т. д. из первоначально почти однородного расширяющегося вещества.

Следует подчеркнуть определяющую роль астрофизич. наблюдений в развитии совр. К. Её выводы и заключения проверяются прямыми или косвенными наблюдениями, и в этом смысле К. имеет такой же астрофизич. статус, как, напр., теория строения и эволюции звёзд.

2. Теория однородной изотропной Вселенной

Астрофизич. наблюдения показывают, что в масштабах, превышающих сотни Мпк (самые крупные скопления галактик имеют размеры 10-20 Мпк), распределение материи можно считать однородным, а все направления во Вселенной равноправными. В фридма-новских космологич. моделях, основывающихся на этих фактах, материя рассматривается как непрерывная среда, равномерно заполняющая пространство и в каждый момент времени имеющая определ. значения плотности и давления Р. Для анализа движения этой среды обычно используют сопутствующую систему отсчёта, аналогичную лагранжевым координатам в классич. гидродинамике. В этой системе вещество неподвижно, деформацию вещества отражает деформация системы отсчёта, так что задача сводится к описанию деформации системы отсчёта.

Трёхмерное пространство сопутствующей системы отсчёта наз. сопутствующим пространством. В случае однородного изотропного пространства квадрат элемента длины dl может быть записан в виде

а квадрат четырёхмерного интервала ds - в виде

Здесь t - время, х, у, z - безразмерные пространственные координаты, R - радиус кривизны пространства (он не зависит от пространственных координат), с - скорость света, коэф. k может принимать значения О, 1. При k=0 пространство евклидово, при k= +1 пространство имеет положительную кривизну, при k=-1 - отрицательную. [В случае k=0, R - произвольный масштабный множитель (масштабный фактор).]Изменение R с течением времени описывает расширение или сжатие сопутствующей системы отсчёта, а значит, и вещества.

Для решения задачи о деформации системы отсчёта остаётся найти единств. неизвестную ф-цию R (t). Ур-ния ОТО в рассматриваемом случае сводятся к след. двум ур-ниям для R (t):

Здесь точка над R обозначает дифференцирование по t,L- космологическая постоянная, описывающая гравитацию вакуума. Величина R/R определяет скорость относит. изменения линейных масштабов в системе отсчёта, она обозначается R/RH и наз. постоянной Хаббла (поскольку Н зависит от времени, её правильнее называть параметром Хаббла). Ур-ния (3), (4) определяют зависимость R от t и из них следует выражение

Ур-ние (3) описывает замедление темпа расширения Вселенной под действием тяготения. При этом учитывается, что в ОТО тяготение создаётся также и давлением вещества. Поскольку в однородной Вселенной нет градиентов давления, в ней нет и гидродина-мич. сил, определяемых перепадом давления и могущих влиять на движение вещества. Давление проявляется только в гравитации. Для решения ур-ний (3), (4) надо знать зависимость между р и Р (уравнение состояния вещества). На разных этапах эволюции Вселенной эта зависимость различна.

В совр. Вселенной космологич. постоянная Л равна, по-видимому, нулю или очень мала, и ею в ур-ниях (3) и (4) можно пренебречь. Для случая L=0 и обычных для вещества ур-ний состояния Р=Р( )ф-ция R (t )имеет вид, показанный на рисунке. График R (t )всегда начинается с нуля (по определению R (t)0). Если k0, то при ф-ция R (t )неограниченно возрастает. Если же k>0, то возрастание R(t )в определ. момент сменяется уменьшением и, в конце концов, R (t )вновь обращается в нуль. Знак k определяется знаком разности [см. ур-ние (4) при L = 0]. Величина наз. критической плотностью Вселенной. Если , то k<0 и R (t )неограниченно нарастает, что означает неогранич. расширение системы отсчёта и вещества. В этом случае силы тяготения слишком слабы, чтобы затормозить и остановить расширение Вселенной. При этом плотность р меняется от при t=0 до при Если , то k>0, силы тяготения достаточно велики и расширение Вселенной через нек-рое время должно смениться сжатием. Плотность сначала падает от бесконечно большого (при t=0) до нек-рого мин. значения; затем снова возрастает до бесконечности. Состояния с , R=0 получили назв. сингулярностей. Случай k=0является промежуточным, при этом значении k расширение происходит неограниченно (рис.). Знак разности неизменен в ходе эволюции модели, хотя меняются со временем. (О моделях с L0 см. в ст. Космологические модели. )Пространства космологич. моделей в зависимости от значения k имеют разл. геом. свойства.

Зависимость R = R (t) для однородной изотропной Вселенной с L=0. При расширение Вселенной сменяется сжатием, при Вселенная неограниченно расширяется; t₀ - современная Вселенная.

При k=0 пространство евклидово, его объём бесконечен в любой момент времени. При k<0 пространство обладает постоянной отрицат. кривизной, геометрия его неевклидова и оно также имеет бесконечный объём. Модели, в к-рых пространства бесконечны, наз. открытыми. Если же k>0, то в такой модели пространство имеет постоянную положит. кривизну, оно не ограничено, но имеет конечный объём V= . Такие модели наз. закрытыми или замкнутыми.

Здесь рассмотрены только пространства с простейшими топологич. свойствами. В принципе топология может быть более сложной, она не определяется полностью ур-ниями ОТО и должна задаваться дополнительно.

Ур-ния для R (t) - дифференц. ур-ния второго порядка, поэтому, чтобы найти ф-цию R (t )и определить т. о. космологич. модель, необходимо при нек-ром t знать (задать) значения двух констант (в случае L=0). Напр., для сегодняшнего момента t=t₀ задать значение плотности и постоянней Хаббда H(t₀)H₀. Обычно вместо используют безразмерную величину . Для определения модели, соответствующей реальной Вселенной, эти величины (параметры модели) надо найти из наблюдений.

3. Наблюдательная космология

Определение значений Н₀. и является одной из осн. задач наблюдательной К. начиная с её зарождения в кон. 20-х гг. 20 в. В однородной нестационарной (расширяющейся) Вселенной все объекты, слабо связанные силами тяготения (галактики и особенно скопления галактик), должны удаляться друг от друга со скоростью, пропорциональной расстоянию между ними. В 1929 Э. Хаббл установил, что далёкие галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями , пропорциональными расстоянию l:

Сложность определения H₀ из астр. наблюдений связана гл. обр. с трудностями измерения больших расстояний. Скорость удаления галактик измерить гораздо легче по Доплера эффекту - смещению линий в их спектрах в красную сторону (см. Красное смещение). Относит. изменение длины волны линий в спектре обозначают z:

Здесь - лаб. длина волны линии спектра, - длина волны смещённой линии. Наибольшее измеренное значение z у квазаров составляет 4,75 (на 1989). При небольших значениях z (z0,5) для определения космологич. расстояний l пользуются простой ф-лой l= =cz/H₀ (Мпк) (см. Хаббла закон). Значение Н₀. известно с неопределённостью в два раза: Н₀=(50-100) км/(с-Мпк). Соответствующее значение критич. плотности = (5-20) *10^-30 г/см ³. Величина 1/Н₀. соответствует времени t₀ (с точностью до порядка величины), прошедшему с момента сингулярности. Эта величина, наз. возрастом Вселенной, составляет (10-20) 10⁹ лет. Сигнал, идущий со скоростью света с и вышедший в момент сингулярности, успевает за время t пройти конечное расстояние ct (в моделях Фридмана с обычным ур-нием состояния вещества и L=0). Сфера с радиусом ct и центром в точке наблюдения наз. горизонтом частицы. Она ограничивает область, доступную в принципе наблюдению в момент t.

Ещё большие трудности имеются в определении плотности . Достаточно хорошо известна усреднённая по всему пространству плотность вещества, входящего в галактики: 3*10^-31 г/см ³, (1,5-6)*10^-2. Газ, пыль и др. вещество между галактиками вносит малый вклад в ср. плотность вещества. Галактики собраны в группы и скопления разных масштабов, образуя ячеисто-сетчатую крупномасштабную структуру с характерным размером практически пустых областей порядка 30-35 Мпк. Характерное расстояние (корреляц. масштаб) между скоплениями галактик составляет 25-50 Мпк, а между крупнейшими сверхскоплениями 100-300 Мпк.

Астрофизич. наблюдения определённо показывают, что помимо светящегося вещества во Вселенной имеется большое кол-во трудно наблюдаемой несветящейся материи. Её наз. скрытой массой. Проявляется она только своим тяготением. Скрытая масса, сосредоточенная в скоплениях галактик, оказывается часто в десятки раз больше массы светящегося вещества звёзд этих скоплений. Оценки усреднённой плотности скрытой массы дают значение 0,2-0,7. Возможно, есть скрытая масса и между скоплениями галактик. Тогда не исключено, что полная плотность скрытой массы Вселенной близка к единице. Т. о., пока нельзя сказать с уверенностью, является ли наша Вселенная открытой (<1) или замкнутой (>1). Физ. природа скрытой массы неясна. Частично эта масса может быть обусловлена слабосветящимися звёздами или др. трудно наблюдаемыми небесными телами. Однако вероятнее, что скрытая масса является совокупностью большого числа элементарных частиц, обладающих массой покоя и слабо взаимодействующих с обычным веществом.

Наблюдательная К., помимо определения H₀, и характера распределения материи в пространстве, призвана решать и мн. др. задачи, в первую очередь выявление таких свойств сегодняшней Вселенной, к-рые непосредственно отражают физику процессов, происходивших в начале космологич. расширения.

Важнейшее значение имеет открытие и исследование реликтового излучения (РИ), оставшегося от первонач. этапа расширения Вселенной. РИ имеет одинаковую интенсивность от всех участков неба и равновесный планковский спектр (в исследованном интервале длин волн 0,1-21 см), соответствующий темп-ре Т3 К. Интенсивность РИ в разных направлениях практически одинакова (флуктуации темп-ры РИ Т/Т для участков небесной сферы с размерами от неск. угл. минут до десятков градусов не превышают 10^-4). Отсутствие заметных флуктуации интенсивности РИ в больших угл. масштабах свидетельствует о высокой степени однородности Вселенной во всём доступном наблюдению объёме. Обнаружена слабая дипольная анизотропия РИ, вызванная доплеровским эффектом из-за движения Солнечной системы по отношению к РИ со скоростью ок. 400 км/с в направлении созвездия Льва.

Др. важной для К. наблюдательной информацией является космич. распространённость хим. элементов. Наиб. распространён во Вселенной водород ¹H , на долю к-рого приходится примерно 75% общей массы вещества, доля гелия ⁴ Не составляет 25%, примесь др. элементов незначительна.

Хим. элементы тяжелее гелия образуются, по совр. представлениям, на разных этапах эволюции звёзд. Гелий также образуется в звёздах, однако установлено, что столь большое кол-во гелия заведомо не могло быть произведено в звёздах за всё время существования Галактики. Т. о., водород и гелий должны иметь космологич. происхождение (см. Нуклеосинтез). Они являются результатом ядерных реакций, происходивших в начале расширения Вселенной. Важное значение для К. имеет распространённость дейтерия ² Н, несмотря на малую долю в веществе Вселенной (3*10^-5 по массе). Дело в том, что дейтерий не может в заметных кол-вах синтезироваться в звёздах (он быстро выгорает) и, следовательно, имеет космологич. происхождение.

4. Физика процессов в расширяющейся Вселенной

Наличие РИ прямо свидетельствует о том, что в далёком прошлом, в начале расширения Вселенной, темп-pa была весьма велика. Действительно, в ходе адиабатич. расширения темп-pa РИ уменьшается по закону ТR^-1. Поэтому при . Физику процессов в этих условиях описывает горячей Вселенной теория. Согласно этой теории, при Т 10¹³ К в термодинамич. равновесии с фотонами находились барионы, мезоны, мюоны, электроны, нейтрино и античастицы всех этих частиц. С понижением темп-ры в ходе расширения Вселенной аннигилировали тяжёлые частицы и античастицы, передавая свою энергию более лёгким частицам (см. Аннигиляция). По прошествии неск. десятков секунд во Вселенной остались фотоны, примерно такое же кол-во нейтрино всех сортов и, возможно, какие-то другие слабо взаимодействующие с веществом частицы, существование к-рых предполагает теория. Помимо этого во Вселенной имелась небольшая примесь барионов (протонов и нейтронов), для к-рых, как предполагают, не нашлось партнёров-античастиц, чтобы проаннигилировать. Это объясняется тем, что в очень горячей Вселенной имелся небольшой избыток барионов над антибарионами. Число барионов в единице объёма составляет 10^-9 от числа фотонов. Присутствуют также электроны в кол-ве, равном числу протонов (они обеспечивают электронейтральность вещества). Для нейтрино Вселенная в это время уже прозрачна. Имевшиеся на этот момент нейтрино остаются во Вселенной навечно. Эти, т. н. реликтовые, нейтрино, подобно реликтовым фотонам, из-за космологич. расширения постепенно теряют энергию ("нейтринное море" охлаждается).

Важные физ. процессы происходят при расширении Вселенной с барионами. При временах t=1 с с момента сингулярности протоны и нейтроны быстро превращаются друг в друга из-за взаимодействия с электронами, позитронами, электронными нейтрино и антинейтрино. При t порядка неск. секунд эти реакции прекращаются из-за понижения темп-ры. В это время доля нейтронов составляет ок. 0,15 от всего вещества. Наконец, по прошествии неск. минут становится возможным образование сложных атомных ядер. Нейтроны, объединяясь с протонами, образуют гл. обр. ядра ⁴ Не. В результате гелий составляет ок. 25% по массе, ок. 75% по массе - протоны (Н), примесь др. хим. элементов в синтезированном веществе незначительна.

Позже из этого вещества формируются галактики, звёзды. Данные наблюдений подтверждают, что вещество, из к-рого образовались объекты первого поколения, действительно имеет хим. состав, предсказываемый теорией. Для сравнения с наблюдениями важное значение имеют данные о распространённости дейтерия, имеющего космологич. происхождение. Из теории следует, что синтез дейтерия крайне чувствителен к плотности барионов в тот период, когда во Вселенной происходят ядерные реакции, а следовательно, и к сегодняшнему значению плотности барионов во Вселенной. Наблюдаемое кол-во дейтерия согласуется с теорией только в том случае, если сегодняшняя ср. плотность барионов 0,03. Поэтому, если ср. плотность всех масс во Вселенной близка к критической (), то барионы не могут составлять осн. долю скрытой массы.

После прекращения ядерных реакций плазма Вселенной расширялась и остывала. В этой плазме имелись небольшие неоднородности плотности (стоячие звуковые волны). Эти небольшие сгустки плазмы не могли расти, т. к. было велико давление реликтовых фотонов на плазму (для РИ плазма непрозрачна). Это давление препятствовало силам гравитации уплотнять и наращивать первичные сгущения. Более того, в достаточно малых масштабах неоднородности плотности (звуковые волны) затухали из-за лучистой вязкости и теплопроводности. Спустя примерно 300 000 лет после начала расширения темп-pa плазмы снизилась до 4000 К, произошла рекомбинация электронов и атомных ядер, и плазма превратилась в нейтральный газ. Этот газ прозрачен для РИ, и оно стало свободно выходить из газовых сгустков. Силам тяготения, сжимающим сгустки, стало противостоять только относительно слабое давление нейтрального газа. Тяготение на этом этапе развития Вселенной стало превосходить силы газового давления и сжимать сгустки вещества, масса к-рых превосходила 10⁵ (= =1,99*10³³ г - масса Солнца). Сгущения таких и больших масштабов росли и образовали гравитационно связанные массивные плоские тела ("блины" массой 10¹³-10¹⁴ ), из к-рых сформировалась затем крупномасштабная структура Вселенной.

Для проверки теории возникновения крупномасштабной структуры (сверхскоплений и скоплений галактик) важны наблюдения степени изотропии РИ. До эпохи рекомбинации космич. плазмы флуктуации плотности плазмы сопровождались флуктуациями РИ (плазма была непрозрачна для РИ). После рекомбинации излучение стало свободно распространяться в пространстве, и поэтому РИ должно нести информацию о неоднородностях, бывших в момент рекомбинации. Т. о., наблюдения интенсивности РИ в разных направлениях позволяют оценить степень неоднородности плазмы в момент рекомбинации. Оказывается, что в масштабах масс, соответствующих скоплениям галактик, амплитуда относит. возмущений интенсивности РИ, а следовательно, и плотности вещества была заведомо меньше 10^-3. Если вещество Вселенной состоит только из барионов и 0,03, то с момента рекомбинации и до наших дней возмущения плотности могли вырасти из-за гравитац. неустойчивости примерно в 10 раз. Из-за своей малой величины они не могли привести к формированию скоплений галактик. С др. стороны, если (т. е. скрытая масса состоит из барионов), то возмущения успевают вырасти к нашему времени примерно в тысячу раз. Этого достаточно для формирования "блинов" (протоскоплений галактик), но значение противоречит реальной распространённости дейтерия во Вселенной. Остаётся предположить, что скрытая масса состоит в основном из слабовзаимодействующих частиц и что флуктуации плотности их распределения сыграли существенную роль в формировании структуры Вселенной. Сгущения таких частиц своим тяготением могли содействовать образованию барионных сгущений (первоначально малых, на что указывает изотропия РИ).

Помимо гипотезы о возникновении крупномасштабной структуры из первоначально малых адиабатич. флуктуации плотности, в К. рассматриваются и др. гипотезы образования наблюдаемой структуры Вселенной (энтропийная, вихревая), однако ни одна из них не может пока считаться полностью удовлетворительной.

5. Проблема начала космологического расширения

Успехи физики элементарных частиц при больших энергиях позволили приступить к исследованию процессов, имевших место в самом начале расширения Вселенной. Согласно теории, при T>10¹³ К вещество состояло в основном из кварков. При Т10¹⁵ К вещество содержало большое кол-во промежуточных бозонов - частиц, осуществляющих единое электрослабое взаимодействие. При ещё больших темп-pax ( Т 10²⁸ К) происходили процессы, к-рые, вероятно, обусловили само существование вещества в сегодняшней Вселенной. При T>10²⁸ К во Вселенной имелось большое число очень массивных т. н. Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие (см. Великое объединение, Суперсимметрия). С участием этих частиц кварки могут превращаться в лептоны и обратно. В это время кол-во частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда темп-pa расширяющейся Вселенной стала ниже 10²⁸ К, Х- и Y-бозоны и их античастицы начали распадаться, причём их распад происходил по-разному. В результате распада образовалось несколько больше частиц, чем античастиц. Это привело в конце концов к тому, что во Вселенной при Т10¹³ К возник небольшой избыток (10^-9) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в море лёгких частиц (при Т<10¹² К), и из этого вещества сформировались позднее все небесные тела.

При темп-ре T>10²⁸ К Вселенная находилась, вероятно, в состоянии чрезвычайно быстрого расширения (инфляции; см. Раздувающаяся Вселенная). Этот процесс, возможно, был обусловлен особым состоянием имевшегося во Вселенной скалярного поля (или полей), для к-рого ур-ние состояния имеет вид

(8)

Такое состояние скалярного поля получило назв. "ложного вакуума" или "вакуумоподобного состояния ". Согласно ур-ниям тяготения, оно даёт эффект того же характера, что и положит. космологическая постоянная (L>0). Подстановка (8) в (5) показывает, что при этом не меняется со временем. Из ур-ния (3) следует, что вместо сил тяготения, обусловливающих <0, при отрицат. давлении Р имеются силы гравитац. отталкивания и R>0. В результате Вселенная расширяется по экспоненциальному закону R(t)exp(t/t*) (где t*10^-34 с - постоянная) и за короткое время масштабный фактор возрастает в огромное число раз. В конце периода инфляции плотность энергии скалярного поля переходит в плотность массы обычной материи ультрарелятивистских частиц и античастиц, и далее расширение протекает с замедлением в согласии с обычной (иногда говорят "стандартной ") теорией Фридмана. Стадия инфляции, вероятно, объясняет такие фундам. свойства сегодняшней Вселенной, как однородность в больших масштабах, близость ср.. плотности материи к критич. значению =1 и др. При переходе плотности скалярного поля в плотность обычной материи должны возникнуть первичные малые неоднородности плотности, эволюция к-рых в конце концов приводит к образованию крупномасштабной структуры Вселенной.

Теория рассматривает и др. возможные причины инфляции (помимо особого состояния скалярного поля) в самом начале расширения Вселенной.

Границу применимости самых общих концепций совр. физики в К. представляет плотность 10⁹³ г/см ³ (т. н. планковская плотность), при к-рой должны проявляться ещё не изученные квантовые свойства пространства-времени и тяготения. Существуют гипотезы о рождении Вселенной с планковской плотностью из вакуума.

Модель раздувающейся (инфляционной) Вселенной даёт возможность предположить, что пространственная однородность Вселенной, вызванная экспоненциальным расширением, сглаживающим все неоднородности, простира. ется на расстояния, намного превышающие размеры охваченной наблюдениями области Вселенной, но всё же на конечные масштабы. На границах этой области однородности, возможно, имеются экзо-тич. образования, предсказываемые теоретич. физикой,- доменные стенки, магнитные монополи и др., а за границей - др. области Вселенной (иногда их наз. "другими вселенными ") с иными свойствами, чем та область, к-рая доступна наблюдениям.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М.. 1975; Вейнберг С., Гравитация и космология, пер. с англ., М., 1975; Пиблс ф. Д ж. Э., Структура Вселенной в больших масштабах, пер. с англ., М., 1983; Линде А. Д., Раздувающаяся Вселенная "УФН ", 1984, т. 144, с. 177. И. Д. Новиков.