#Космологические модели и теорииКосмологические модели и теорииИсследуйте Области знанийУ нас представлены тысячи статейТегКосмологические модели и теорииКосмологические модели и теорииНайденo 30 статейВнегалактические объектыВнегалактические объекты Крупномасштабная структура ВселеннойКрупномасшта́бная структу́ра Вселе́нной, строение Вселенной на масштабах, существенно превышающих размеры отдельных галактик, т. е. от нескольких мегапарсек до сотен мегапарсек. Отдельные галактики при этом выступают как «пробные частицы»; объекты меньших размеров в космологии не рассматриваются. Крупномасштабная структура Вселенной состоит из скоплений и сверхскоплений галактик, филаментов и гигантских «стенок», образованных галактиками, между которыми находятся большие пустоты, почти не содержащие галактик, – войды. Крупномасштабная структура Вселенной сформировалась из первичных возмущений плотности вещества в результате гравитационной неустойчивости.Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве Барионная асимметрия ВселеннойБарио́нная асимме́трия Вселе́нной, наличие во Вселенной вещества и отсутствие антивещества. В лабораторных экспериментах на ускорителях частиц кварки и антикварки всегда рождаются в равных количествах. Однако, если бы в ранней Вселенной кварков и антикварков изначально было поровну, то в ходе расширения и остывания Вселенной они аннигилировали бы между собой и современная Вселенная содержала бы в основном только фотоны, а вещество было бы представлено очень разреженным газом из протонов и антипротонов. Поэтому вопрос о причине возникновения изначального небольшого избытка вещества над антивеществом представляет собой важную и по состоянию на 2022 г. нерешённую проблему. Согласно идее А. Д. Сахарова, для этого имеются 3 необходимых условия: нарушение С-инвариантности и CP-инвариантности, несохранение барионного числа, нарушение термодинамического равновесия в ранней Вселенной. Вопрос о причинах барионной асимметрии Вселенной, определяемых этими тремя условиями, не решается в рамках Стандартной модели физики элементарных частиц.Научные теории, концепции, гипотезы, модели Стандартная космологическая модельСтанда́ртная космологи́ческая моде́ль, современная модель Вселенной, основанная на теории Большого взрыва и предполагающая, что Вселенная состоит из барионного вещества, холодной тёмной материи и тёмной энергии в определённых пропорциях и обладает евклидовой пространственной геометрией. Теоретической основой модели являются: космологическая модель Фридмана, описывающая однородную и изотропную Вселенную; теория Большого взрыва (включающая в себя модель Фридмана); а также теория первичных возмущений плотности. Наблюдательная основа Стандартной космологической модели включает в себя следующие факты: расширение Вселенной и современное ускорение этого расширения, реликтовое излучение и его анизотропия, крупномасштабная структура Вселенной, распространённость лёгких химических элементов во Вселенной, а также тёмная материя и тёмная энергия. Сравнение модели с наблюдательными данными показывает, что средняя плотность барионного вещества составляет около 4,8 % от полной плотности энергии Вселенной, средняя плотность холодной тёмной материи – около 26,7 % и плотность тёмной энергии – 68,5 %. Суммарная средняя плотность всех этих компонентов равна критической плотности Вселенной и, следовательно, кривизна трёхмерного пространства Вселенной равна нулю – в соответствии с уравнениями Фридмана.Научные теории, концепции, гипотезы, модели Модель «блинов» ЗельдовичаМоде́ль «блино́в» Зельдо́вича, модель образования крупномасштабной структуры Вселенной, основанная на приближённой нелинейной теории гравитационной неустойчивости. Построенная Я. Б. Зельдовичем и Л. П. Грищуком (1970, 1981) теория развития потенциальных возмущений плотности и скорости в среде с малым давлением предсказывает, что на определённой стадии гравитационное сжатие вещества приобретает почти одномерный характер и в результате образуются уплощённые двумерные структуры с высокой плотностью вещества (каустические поверхности, или каустики), которые были названы «блинами» Зельдовича. Эти структуры отождествляются с наблюдаемыми сверхскоплениями галактик, называемыми иногда «великими стенами». На следующем этапе эволюции происходит преимущественное сжатие вещества каустик в другом направлении с образованием протяжённых филаментов. Пересекаясь между собой, «блины» и филаменты образуют ячеистую крупномасштабную структуру Вселенной – т. н. «космическую паутину».Природные процессы, явления внутри небесных тел или в космическом пространстве Ускоренное расширение современной ВселеннойУско́ренное расшире́ние совреме́нной Вселе́нной, эпоха ускоренного расширения Вселенной как целого, которая началась примерно через 7,6 млрд лет после Большого взрыва и продолжается в настоящее время. Согласно Стандартной космологической модели, ускоренное расширение современной Вселенной вызвано доминированием плотности тёмной энергии над плотностью энергии вещества и излучения. Ускоренное расширение было обнаружено по двум независимым наблюдениям нескольких десятков сверхновых звёзд Ia типа. Оно также находит подтверждение в данных об анизотропии реликтового излучения, о барионных акустических осцилляциях и в ряде других наблюдений ближней и дальней Вселенной. Ускоренное расширение Вселенной является одним из важнейших наблюдательных тестов современной космологии.Структурные элементы материи Тёмная материяТёмная мате́рия, вещество небарионной природы, выявляемое по его гравитационному воздействию на распространение света (гравитационное линзирование) и на движение и структуру галактик, их скоплений и сверхскоплений. В пользу существования тёмной материи имеется множество свидетельств, в частности наблюдаемая дисперсия скоростей галактик в скоплениях и кривые вращения спиральных галактик. Совместный анализ наблюдательных данных по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной приводит к значению космологической плотности тёмной материи около (где – критическая плотность Вселенной). Природа тёмной материи пока неясна. Известно только, что частицы тёмной материи не являются барионами, но являются стабильными, электрически нейтральными и слабо взаимодействующими. На роль кандидатов в тёмную материю рассматриваются аксионы, нейтралино, первичные чёрные дыры и др.Физические процессы, явления Топологический дефектТопологи́ческий дефе́кт (топологический солитон), локализованное решение нелинейных определённого типа дифференциальных уравнений, как правило, в частных производных, которое обладает конечными динамическими характеристиками и ненулевым топологическим зарядом. Физически топологические дефекты образуются в различных средах при спонтанном нарушении симметрии в результате фазовых переходов и/или под влиянием внешних воздействий. Понятие «топологический дефект» используют для описания физических локализованных структур в конденсированных средах, в ранней Вселенной, в физике элементарных частиц и др.Космологические параметры Параметр ХабблаПара́метр Ха́ббла, коэффициент пропорциональности в законе Хаббла, устанавливающем линейную связь между скоростью удаления галактики и собственным расстоянием до неё. В рамках ныне общепринятой модели расширяющейся Вселенной параметр Хаббла имеет смысл отношения производной космологического масштабного фактора по времени к масштабному фактору и, следовательно, зависит от времени. Значение параметра Хаббла может быть определено разными способами. К числу наиболее точных относятся анализ наблюдательных данных по анизотропии реликтового излучения и исследование сверхновых звёзд Ia типа. Наиболее точной современной оценкой параметра считается значение 67,8 ± 1,3 км/(с·Мпк).Научные законы, утверждения, уравнения Закон ХабблаЗако́н Ха́ббла, линейная зависимость между скоростью удаления галактики и расстоянием до неё: Коэффициент пропорциональности называется параметром Хаббла и зависит от времени; его современное значение составляет 67,8 ± 1,3 км/(с·Мпк). Закон был открыт Э. Хабблом в 1929 г. и стал главным аргументом в пользу модели расширяющейся Вселенной, построенной А. А. Фридманом в 1922–1924 гг. Если предположить, что положение наблюдателя не является выделенным, то из закона Хаббла следует пространственная однородность и изотропия Вселенной. Закон Хаббла может не выполняться на относительно малых расстояниях (до нескольких мегапарсек) вследствие наличия у галактик пекулярных (хаотических) скоростей и гравитационного тяготения.Космологические эпохи Инфляционная стадия расширения ВселеннойИнфляцио́нная ста́дия расшире́ния Вселе́нной, гипотетическая стадия крайне быстрого расширения ранней Вселенной, предположительно имевшая место на самом раннем этапе её эволюции, когда её возраст составлял от 10–43 до 10–37 с или немного больше. Эта стадия характеризуется почти экспоненциальным ростом всех пространственных масштабов и увеличением объёма Вселенной на много порядков за ничтожно малые доли секунды. Существует несколько теоретических моделей, описывающих эту стадию и объясняющих её возникновение. В большинстве моделей причиной инфляции считается особое скалярное поле (инфлатон) с отрицательным давлением, которое порождало гравитационное отталкивание и тем самым заставляло раннюю Вселенную расширяться с очень большим ускорением. Предположение о наличии инфляционной стадии в эволюции Вселенной позволяет решить ряд космологических проблем, таких как проблема плоскостности, проблема горизонта, физическая причина расширения Вселенной, спектр начальных флуктуаций плотности и первичных гравитационных волн (первичных возмущений), расширение по закону Хаббла. 123
