КОСМОЛОГИЯ

(от греч. kosmos — мир, Вселенная и logos — слово, учение), учение о Вселенной как едином целом и о всей охваченной астр. наблюдениями области Вселенной (Метагалактике) как части целого; раздел астрономии. Выводы К. основываются на законах физики и данных наблюдат. астрономии, а также философских принципах (в конечном счёте — на всей системе знаний) своей эпохи. Важнейшим философским постулатом К. явл. положение, согласно к-рому законы природы (законы физики), установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, чаще всего на основе опытов на планете Земля, могут быть экстраполированы на значительно большие области, в конечном счёте — на всю Вселенную.

Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физ. принципы и законы кладутся в основу К. Построенные на их основе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, выводы теории должны подтверждаться наблюдениями (во всяком случае, не противоречить им), теория должна предсказывать новые явления. В 80-х гг. 20 в. этому требованию наилучшим образом удовлетворяют разработанные на основе общей теории относительности (в релятив. К.) однородные изотропные модели нестационарной горячей Вселенной.

Возникновение совр. К. связано с созданием релятив. теории тяготения (А. Эйнштейн, 1916) и зарождением внегалактич. астрономии (20-е гг.). На первом этапе развития релятив. К. главное внимание уделялось геометрии Вселенной (кривизна четырёхмерного пространства-времени и возможная замкнутость Вселенной). Начало второго этапа можно датировать работами сов. учёного А. А. Фридмана (1922— 1924), в к-рых он показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим в-вом, не может быть стационарной — она должна расширяться или сжиматься; но эти принципиально новые результаты получили признание лишь после открытия красного смещения (эффекта «разбегания» галактик) амер.астрономом Э. Хабблом (1929). В результате на первый план выступили проблемы механики Вселенной и её «возраста» (длительности расширения). Третий этап начинается моделями «горячей» Вселенной (амер. физик Г. Гамов, 2-я пол. 40-х гг.), в к-рых осн. внимание переносится на физику Вселенной — состояние в-ва и физ. процессы, идущие на разных стадиях расширения Вселенной, включая наиб. ранние стадии, когда состояние было необычным. Наряду с законом тяготения в К. приобретают большое значение законы термодинамики, данные яд. физики и физики элем. ч-ц. Возникает релятив. астрофизика, к-рая заполняет былую брешь между К. и астрофизикой.

В основе теории однородной изотропной Вселенной лежат: ур-ния Эйнштейна общей теории относительности, из них следует кривизна пространства-времени и связь кривизны с плотностью массы (энергии); представления об однородности и изотропности Вселенной (во Вселенной нет к.-л. выделенных точек и направлений, т. е. все точки и направления равноправны). Последнее утверждение часто называют космологич. постулатом. Если дополнительно предположить, что во Вселенной отсутствуют гипотетич. силы, возрастающие с расстоянием и противодействующие тяготению в-ва, а плотность массы создаётся гл. обр. в-вом, то космологич. ур-ния приобретают особенно простой вид и возможными оказываются только две модели. В одной из них кривизна трёхмерного пр-ва отрицательна или (в пределе) равна нулю, Вселенная бесконечна (открытая модель); в такой модели расстояния между скоплениями галактик со временем неограниченно возрастают. В др. модели кривизна пр-ва положительна, Вселенная конечна (но столь же безгранична, как и в открытой модели); в такой (замкнутой) модели расширение со временем сменяется сжатием. В ходе эволюции Вселенной кривизна трёхмерного пр-ва уменьшается при расширении, увеличивается при сжатии, но знак кривизны не меняется, т. е. открытая модель остаётся открытой, замкнутая — замкнутой. Нач. стадии эволюции по обеим моделям совершенно одинаковы: должно было существовать особое нач. состояние — сингулярность с огромной (не меньше чем с планковской 1093 г/см3) плотностью массы и кривизной пр-ва и взрывное, замедляющееся со временем расширение.

Характер эволюции схематически показан на рис. 1 (замкнутая модель) и рис. 2 (открытая модель). По оси абсцисс отложено время, причём момент взрывного начала принят за начало отсчёта времени (t=0).

По оси ординат отложен нек-рый масштабный фактор R, в качестве к-рого может быть принято, напр., расстояние между теми или иными двумя далёкими объектами (галактиками). Зависимость R=R(t) изображается на рис. сплошной линией; прерывистая линия — изменение кривизны в ходе эволюции (кривизна пропорц. 1/R2). Заметим ещё, что относит. скорость изменения расстояний 1/R•dR/dt=H есть не что иное, как Хаббла постоянная (точнее, параметр Хаббла). В нач. момент (t®0) фактор R®0, а параметр Хаббла H®?. В наше время значение Н лежит в пределах 50—100 (км/с)/Мпк, что соответствует времени расширения от 10 до 20 млрд. лет. Из космологич. ур-ний следует, что при заданном Н равная нулю кривизна трёхмеряого пр-ва может иметь место только при строго определённой (критической) плотности массы rкp= Зс2H2/G, где G — гравитационная постоянная. Если r>rкр, то мир замкнут, при r<=состояния представляет собой третье независимое положение релятив. К. С 60—70-х гг. стала общепринятой модель «горячей» Вселенной (предполагается высокая начальная температура). В условиях очень высокой темперы (T>1013 К) вблизи сингулярности не могли существовать не только молекулы или атомы, но даже и ат. ядра; существовала лишь равновесная смесь разных элем. ч-ц (включая фотоны и нейтрино). На основе физики элем. ч-ц можно рассчитать состав такой смеси при разных темп-pax Т, соответствующих последоват. этапам эволюции. Ур-ния К. позволяют найти закон расширения однородной и изотропной Вселенной и изменение её физических параметров в процессе расширения. Согласно этому закону, плотность числа ч-ц вещества уменьшается лропорц. R-3 (или t-2), плотность излучения =R-4 и т. д. Поскольку расширение вначале к тому же идёт с большой скоростью, очевидно, что высокие плотность и темп-ра могли существовать только очень короткое время. Действительно, уже при t»0,01 с плотность упадёт от бесконечного (формально) значения до =1010 г/см3. Во Вселенной в момент t=0,01 с должны были сосуществовать фотоны, эл-ны, позитроны, нейтрино и антинейтрино, а также небольшая примесь нуклонов (протонов и нейтронов). В результате последующих превращений к моменту t»3 мин из нуклонов образуется смесь лёгких ядер (2/3 водорода и 1/3 гелия по массе; все остальные хим. элементы синтезируются из этого дозвёздного в-ва, причём намного позднее, в результате яд. реакций в недрах звёзд; (см. НУКЛЕОСИНТЕЗ)). В момент образования нейтральных атомов гелия и водорода (рекомбинация нуклонов и электронов в атомы произошла при t=106 лет) вещество становится прозрачным для оставшихся фотонов, и они должны наблюдаться в настоящее время в виде реликтового излучения, свойства к-рого можно предсказать на основе теории «горячей» Вселенной. Хотя расширение вначале идёт очень быстро, процессы превращений элем. ч-ц в самом начале расширения протекают несравненно быстрее, в результате чего устанавливается последовательность состояний термодинамич. равновесия. Это чрезвычайно важное обстоятельство, поскольку такое состояние полностью описывается макроскопич. параметрами (определяемыми скоростью расширения) и совершенно не зависит от предшествующей истории. Поэтому незнание того, что происходило при плотностях, намного превосходящих ядерную, не мешает делать б. или м. достоверные суждения о более поздних состояниях, описываемых законами совр. физики микромира. Общие законы физики надёжно проверены при яд. плотностях (=1014 г/см3), эту плотность имеет Вселенная спустя 10-4 с от начала расширения. Следовательно, физ. св-ва эволюционирующей Вселенной вполне поддаются изучению со времени 10-4 с от состояния сингулярности (в ряде случаев эту границу отодвигают непосредственно к сингулярности). Выводы релятив. К. имеют радикальный, революц. характер, и вопрос о степени их достоверности представляет большой общенауч. и мировоззренческий интерес. Наибольшее принципиальное значение имеют выводы о нестационарности (расширении) Вселенной, о высоких значениях плотности и темп-ры в начале расширения («горячая» Вселенная) и об искривлённости пространства-времени. Несколько более частный характер имеют проблемы знака кривизны трёхмерного пр-ва окружающего мира, а также степени однородности и изотропии Вселенной. Вывод о нестационарности надёжно подтверждён космологич. красным смещением; наблюдаемая область Вселенной с линейными размерами порядка неск. млрд. парсек расширяется, и это расширение длится по меньшей мере неск. млрд. лет (объекты, находящиеся на расстоянии 1 млрд. пк, мы видим такими, какими они были ок. 3 млрд. лет тому назад). Столь же основат. подтверждение нашла и концепция «горячей» Вселенной: в 1965 было открыто реликтовое излучение, к-рое оказалось в высокой мере, с точностью до долей процента, изотропным, а спектр его равновесным (планковским) с T»3K. Это доказывает, что Вселенная на протяжении более чем 0,99 времени своего существования изотропна. Это, естественно, повышает доверие к однородным изотропным моделям, к-рые до этого рассматривались как весьма грубое приближение к действительности.

Кривизна трёхмерного пр-ва пока не измерена. Её можно было бы определить, если бы была известна ср. плотность массы во Вселенной или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономич. наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности в-ва, входящего в видимые галактики, ок. 3•10-31 г/см3. Определить плотность скрытого (невидимого) в-ва, а тем более плотность, создаваемую нейтрино (если масса нейтрино не равна нулю), гораздо труднее, и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного в-ва). На основе имеющихся наблюдат. данных (103-31rкр, т. е. для замкнутых моделей, Т ещё меньше. С др. стороны, если существуют космологнч. силы, соответствующие отталкиванию, то оказывается возможной, напр., длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки млрд. лет.

Релятив. К. объясняет наблюдаемое совр. состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, к-рые ещё не решены. Так, для изучения состояния в-ва с плотностями на много порядков выше яд. плотности нужна совершенно новая физ. теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квант. теории). Подходы же к изучению сингулярности пока лишь намечаются.

По мере развития К. возник вопрос о единственности Вселенной. В рамках совр. К. довольно естественно считать Метагалактику единственной. Но вопросы топологии пространства-времени разработаны ещё недостаточно для того, чтобы составить представление о возможностях, к-рые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.

Существует проблема зарядовой асимметрии во Вселенной; в нашем космич. окружении (во всяком случае, в пределах Солн. системы и Галактики, а вероятно, и в пределах всей Вселенной) имеет место подавляющее количеств. преобладание в-ва над антивеществом. Причины, приведшие к наблюдаемой асимметрии между веществом и антивеществом своими корнями уходят, по-видимому, в самые ранние стадии развития Вселенной.

К успешно решаемым проблемам К. относится образование скоплений галактик и отд. галактик. Они возникли после стадии рекомбинации благодаря росту имевшихся небольших неоднородностей в распределении в-ва и влиянию гравитац. неустойчивости. Ряд др. проблем К. (проблема сингулярности, выбора космологич. моделей и др.) пока ещё не решены.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1983.

КОСМОЛОГИЯ

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 модельюСолнечной системы,идеи модели звёздного мира У. Гершеля (W. Herschel) и др. отражали нек-рые черты строенияГалактики.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 теориитяготенияНьютона 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. Возникларадиоастрономия,а затем, после начала космич. эры, развилисьрентгеновская астрономия, гамма-астрономия,ИК-астрономия. Новые возможности появились и у оптической астрономии.

В 1965 А. Пензиас (A. Penzias) и Р. Вильсон (R. Wilson) открылимикроволновое 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 возникновениякрупномасштабной 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 давленияР.Для анализа движения этой среды обычно используютсопутствующую 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 длиныdlможет быть записан в виде

а квадрат четырёхмерного интервалаds -в виде

Здесьt -время,х, у, z -безразмерные пространственные координаты,R -радиус кривизны пространства (он не зависит от пространственных координат),с -скорость света, коэф.kможет принимать значения О, 1. Приk=0пространство евклидово, приk= +1 пространство имеет положительную кривизну, приk=-1 - отрицательную. [В случаеk=0, R -произвольный масштабный множитель (масштабный фактор).]ИзменениеRс 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-циюR (t).Ур-ния ОТО в рассматриваемом случае сводятся к след. двум ур-ниям дляR (t):

Здесь точка надRобозначает дифференцирование поt,L- космологическая постоянная,описывающая гравитацию вакуума. ВеличинаR/Rопределяет скорость относит. изменения линейных масштабов в системе отсчёта, она обозначаетсяR/RHи наз. постоянной Хаббла (посколькуНзависит от времени, её правильнее называть параметром Хаббла). Ур-ния (3), (4) определяют зависимостьRотtи 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 иР (уравнение состояниявещества). 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 состоянияР=Р()ф-цияR (t)имеет вид, показанный на рисунке. ГрафикR (t)всегда начинается с нуля (по определениюR (t)0). Еслиk0, то при ф-цияR (t)неограниченно возрастает. Если жеk>0, то возрастаниеR(t)в определ. момент сменяется уменьшением и, в конце концов,R (t)вновь обращается в нуль. Знакkопределяется знаком разности [см. ур-ние (4) при L = 0]. Величина наз.критической плотностью Вселенной.Если, тоk<0 иR (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 приt=0 до при Если , тоk>0, силы тяготения достаточно велики и расширение Вселенной через нек-рое время должно смениться сжатием. Плотность сначала падает от бесконечно большого (приt=0) до нек-рого мин. значения; затем снова возрастает до бесконечности. Состояния с ,R=0 получили назв. сингулярностей. Случайk=0является промежуточным, при этом значенииkрасширение 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 значенияkимеют разл. геом. свойства.

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

Приk=0 пространство евклидово, его объём бесконечен в любой момент времени. Приk<0 пространство обладает постоянной отрицат. кривизной, геометрия его неевклидова и оно также имеет бесконечный объём. Модели, в к-рых пространства бесконечны, наз. открытыми. Если жеk>0, то в такой модели пространство имеет постоянную положит. кривизну, оно не ограничено, но имеет конечный объёмV=.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 дляR (t) -дифференц. ур-ния второго порядка, поэтому, чтобы найти ф-циюR (t)и определить т. о. космологич. модель, необходимо при нек-ромtзнать (задать) значения двух констант (в случае L=0). Напр., для сегодняшнего моментаt=t₀задать значение плотности и постоянней ХаббдаH(t₀)H₀.Обычно вместоиспользуют безразмерную величину . Для определения модели, соответствующей реальной Вселенной, эти величины (параметры модели) надо найти из наблюдений.

3. Наблюдательная космология

Определение значенийН₀.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 расстояниюl:

Сложность определенияH₀из астр. наблюдений связана гл. обр. с трудностями измерения больших расстояний. Скорость удаления галактик измерить гораздо легче поДоплера 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 значениеzуквазаровсоставляет 4,75 (на 1989). При небольших значенияхz(z0,5) для определения космологич. расстоянийlпользуются простой ф-лойl= =cz/H₀(Мпк) (см.Хаббла закон).ЗначениеН₀.известно с неопределённостью в два раза:Н₀=(50-100) км/(с-Мпк). Соответствующее значение критич. плотности = (5-20) *10^-30г/см³. Величина 1/Н₀.соответствует времениt₀(с точностью до порядка величины), прошедшему с момента сингулярности. Эта величина, наз. возрастом Вселенной, составляет (10-20) 10⁹лет. Сигнал, идущий со скоростью светаси вышедший в момент сингулярности, успевает за времяtпройти конечное расстояниеct(в моделях Фридмана с обычным ур-нием состояния вещества и L=0). Сфера с радиусомctи центром в точке наблюдения наз.горизонтом частицы.Она ограничивает область, доступную в принципе наблюдению в моментt.

Ещё большие трудности имеются в определении плотности . Достаточно хорошо известна усреднённая по всему пространству плотность вещества, входящего в галактики: 3*10^-31г/см³, (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 определенияH₀, 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-реТ3 К. Интенсивность РИ в разных направлениях практически одинакова (флуктуации темп-ры РИТ/Тдля 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 водород¹H, на долю к-рого приходится примерно 75% общей массы вещества, доля гелия⁴Не составляет 25%, примесь др. элементов незначительна.

Хим. элементы тяжелее гелия образуются, по совр. представлениям, на разных этапахэволюции 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 дейтерия²Н, несмотря на малую долю в веществе Вселенной (3*10^-5по 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 законуТR^-1.Поэтому при . Физику процессов в этих условиях описываетгорячей Вселенной теория.Согласно этой теории, приТ10¹³К 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 осталисьфотоны,примерно такое же кол-вонейтриновсех сортов и, возможно, какие-то другие слабо взаимодействующие с веществом частицы, существование к-рых предполагает теория. Помимо этого во Вселенной имелась небольшая примесьбарионов(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^-9от 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 временахt=1 с с момента сингулярности протоны и нейтроны быстро превращаются друг в друга из-за взаимодействия с электронами, позитронами, электронными нейтрино и антинейтрино. Приtпорядка 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. ядра⁴Не. 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 реакцийплазмаВселенной 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*10³³г - 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, приT>10¹³К вещество состояло в основном изкварков.ПриТ10¹⁵К вещество содержало большое кол-во промежуточных бозонов - частиц, осуществляющих единоеэлектрослабое взаимодействие.При ещё больших темп-pax (Т10²⁸К) происходили процессы, к-рые, вероятно, обусловили само существование вещества в сегодняшней Вселенной. ПриT>10²⁸К во Вселенной имелось большое число очень массивных т. н. Х- и Y-бозонов, осуществляющих единое сильное и электрослабое взаимодействие (см.Великое объединение, Суперсимметрия). Сучастием этих частиц кварки могут превращаться влептоныи обратно. В это время кол-во частиц и античастиц каждого сорта было, вероятно, совершенно одинаковым. Когда темп-pa расширяющейся Вселенной стала ниже 10²⁸К, 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 приТ10¹³К возник небольшой избыток (10^-9) барионов над антибарионами. Этот избыток барионов и привёл к существованию небольшой примеси обычного вещества в море лёгких частиц (приТ<10¹²К), и из этого вещества сформировались позднее все небесные тела.

При темп-реT>10²⁸К Вселенная находилась, вероятно, в состоянии чрезвычайно быстрого расширения (инфляции; см.Раздувающаяся Вселенная).Этот процесс, возможно, был обусловлен особым состоянием имевшегося во Вселеннойскалярного 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. давленииРимеются силы гравитац. отталкивания иR>0. В результате Вселенная расширяется по экспоненциальному законуR(t)exp(t/t*) (гдеt*10^-34с - 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 10⁹³г/см³(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. 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.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия.Главный редактор А. М. Прохоров.1988.

Синонимы:

астрономия, космика, наука

космология—от космос и .логия физическое учение о Вселенной как целом основанное на результатах исследования наиболее общих свойств однородности изотропности и расширения той части ...Астрономический словарь
космология—от греч. kosmos космос. Вселенная мир и logia учение учение о Вселенной как едином целом основанное на результатах исследований наиболее общих свойств однородности изотр...Атеистический словарь
космология—от греч. kosmos космос. Вселенная мир и logia учение учение о Вселенной как едином целом основанное на результатах исследований наиболее общих свойств однородности изотр...Атеистический словарь II
космология—от Космос и .Логия учение о Вселенной См. Вселенная как едином целом и о всей охваченной астрономическими наблюдениями области Вселенной как части целого раздел астрономи...Большая Советская энциклопедия II
космология—ж. cosmologia Итальянорусский словарь. Синонимы астрономия космика наука...Большой итальяно-русский и русско-итальянский словарь
космология—ж.cosmologa f...Большой русско-испанский словарь
космология—сущ. жен. рода только ед. ч....Большой русско-украинский словарь
космология—ж. cosmologie f...Большой русско-французский словарь
космология—ж.cosmologie f астрономия космика наука...Большой французско-русский и русско-французский словарь
космология—от космосi и .логия i раздел астрономииi учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономия наблюдениями Вселенной. К. вместе с космогониейi имеют особ...Большой энциклопедический политехнический словарь
космология—от космос и .логия физическое учение о Вселенной какцелом основанное на результатах исследования наиболее общих свойстводнородности изотропности и расширения той части В...Большой энциклопедический словарь II
космология—КОСМОЛОГИЯ от космос и .логия физическое учение о Вселенной как целом основанное на результатах исследования наиболее общих свойств однородности изотропности и расширени...Большой Энциклопедический словарь V
космология—физ. учение о Вселеннойi как целом включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части Вселенной Зельманов . Большинством исследовате...Геологическая энциклопедия
космология—греч.учение о мире рассмотрение Вселенной космоса особенно с позиций его возникновения через космогонию. Появление космологии относится к глубокой древности наблюдения и ...Евразийская мудрость от А до Я
космология—от космосi и .логияi физ. учение о Вселенной как едином целом основанное на результатах иссл. наиб. общих свойств однородности изотропности и расширения той части Вселенн...Естествознание. Энциклопедический словарь
космология—от космос и .логия учение о Вселенной в целом. В современной космологии наиболее распространена модель Вселенной согласно которой в расширяющейся Вселенной на ранней стад...Иллюстрированный энциклопедический словарь
космология—в развитых мифологич. системах комплекс религ.филос. представлений о мироустройстве космография происхождении вселенной космогония и гибели мира в результате вселенской к...Индуизм
космология—КОСМОЛОГИЯ и ж. cosmologie f. нем. Kosmologie ampLTгр. kosmos космос logos наука. Учение о вселеннойem Сл. . Впервые отмечается в Покоящемся трудолюбце г. ЭС. Космологи...Исторический словарь галлицизмов русского языка
космология—раздел астрономии физ. учение о развитии Вселенной как целом основанное на общих ее свойствах однородности изотропности расширении наблюдаемой ее части. Наибольшее распро...История и философия науки. Энциклопедический словарь
космология—гр. Мир учение физическое учение о Вселенной как целом см. Вселенная основанное на наблюдаемых данных и теоретических выводах относящихся к охваченной астрономическими ...Концепции современного естествознания. Словарь основных терминов
космология—гр. Мир учение физическое учение о Вселенной как целом см. Вселенная основанное на наблюдаемых данных и теоретических выводах относящихся к охваченной астрономическими ...Концепции современного естествознания. Словарь основных терминов
космология—Космология cosmologia...Латинский словарь
космология—и ж.em Учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономическими наблюдениями Вселенной.Раздел астрономии посвященный этому учению.[От греч. вселенная...Малый академический словарь
космология—корень КОСМ соединительная гласная О корень ЛОГ окончание ИЯ Основа слова КОСМОЛОГВычисленный способ образования слова Сложение основ КОСМ соединительная гласная О ...Морфемный разбор слова по составу
космология—Начальная форма Космология единственное число женский род именительный падеж неодушевленное...Морфологический разбор существительных
космология—КОСМОЛОГИЯstrong отрасль науки которая объединяет методы астрономии математики и физики для того чтобы понять строение и эволюцию Вселенной. В прошлом космологию считали ...Научно-технический энциклопедический словарь
космология—от космос логия физическое учение о Вселенной как едином целом представление о мироздании у разных народов особенно с позиций его возникновения через космогонию. Развит...Начала современного естествознания
космология—космология ж. Общее представление о мире как едином целом о мироздании учение об общих закономерностях строения всей охватываемой астрономическими наблюдениями Вселенной...Новый толково-словообразовательный словарь русского языка
космология—космология космология и...Орфографический словарь
космология—u жu Р.u Д.u Пр.u космологии астрономия космика наука...Орфографический словарь русского языка
космология—cosmologie...Политехнический русско-французский словарь
космология—космология космологии космологии космологий космологии космологиям космологию космологии космологией космологиею космологиями космологии космологиях...Полная акцентуированная парадигма по Зализняку
космология—Орфографическая запись слова космология Ударение в слове космология Деление слова на слоги перенос слова космология Фонетическая транскрипция слова космология [казмалога...Полный фонетический разбор слов
космология—космологя наука про свтобудування про свтобудову....Російсько-український словник (Українська академія наук)
космология—космология иСинонимы астрономия космика наука...Русский орфографический словарь
космология—Ж мн. нет kosmologiya kainatn quruluu haqqnda mumi nzriyy....Русско-азербайджанский словарь
космология—cosmology...Русско-английский аэрокосмический словарь
космология—cosmology...Русско-английский морской словарь
космология—cosmology космология ж.ucosmology астрономия космика наука...Русско-английский политехнический словарь
космология—космология ж.icosmology...Русско-английский словарь
космология—f. астрономия космика наука...Русско-английский словарь математических терминов
космология—ж. дираковская космология изотропная космология инфляционная космология квантовая космология космология Дирака космология ранней Вселенной космология Солнечной системы на...Русско-английский словарь по физике
космология—cosmology...Русско-английский словарь по электронике
космология—cosmology астрономия космика наука...Русско-английский технический словарь
космология—Касмалогя...Русско-белорусский словарь
космология—касмалогя жен.i...Русско-белорусский словарь II
космология—касмалоuгя г космология изотропная...Русско-белорусский словарь математических, физических и технических терминов
космология—касмалогя г...Русско-белорусский физико-математический словарь
космология—космоло Синонимы астрономия космика наука...Русско-ивритский словарь
космология—ж. cosmologia f...Русско-итальянский политехнический словарь
космология—космология...Русско-казахский терминологический словарь «Философия и политология»
космология—ж. филос. космология бткл дйн ааламдын тзлш тууралу илим....Русско-киргизский словарь
космология—. Синонимы астрономия космика наука...Русско-китайский словарь
космология—kosmoloija...Русско-латышский словарь
космология—Kosmologie...Русско-немецкий политехнический словарь
космология—Космологияuanaanga ед....Русско-суахили словарь
космология—космология кайоншинос...Русско-таджикский словарь
космология—астр. наук. космологя каноническая космология кинематическая космология классическая космология ньютонианская космология примитивная космология релятивистская космо...Русско-украинский политехнический словарь
космология—kosmologie...Русско-чешский словарь
космология—Kosmoloogia...Русско-эстонский словарь
космология—космология иСинонимы астрономия космика наука...Русское словесное ударение
космология—космология астрономия космика наука...Слитно или раздельно? Орфографический словарь-справочник
космология—КОСМОЛОГИЯ наука о Вселенной о законах видимого и невидимого миров ее составляющих. Первоначально включала в себя практически все естественные науки ныне наука о строен...Словарь астрологических терминов
космология—КОСМОЛОГИЯ греч. kosmologia от kosmos вселенная и lego говорю. Учение о законах вселенной. Словарь иностранных слов вошедших в состав русского языка. Чудинов А.Н. КОСМ...Словарь иностранных слов русского языка
космология—КОСМОЛОГИЯ коз иem ж.i гр. через фр. cosmologie.Учение о вселенной.Космология показывающая силы небесных и земных вещей. ПТ IV . Козмологию философы помfontщают в мета...Словарь русского языка XVIII в
космология—космология сущ. колво синонимов астрономия космика Словарь синонимов ASIS.В.Н. Тришин. . Синонимы астрономия космика наука...Словарь синонимов II
космология—Б. Грин наука занимающаяся изучением Вселенной как целого....Словарь современной физики из книг Грина и Хокинга
космология—наука о происхождении развитии и устройстве Вселенной как единого целого. Термин используется для обозначения области знаний где сочетаются астрономия астрофизика физика ...Словарь-справочник по философии
космология—область науки в крой изучаются Вселенная как целое и космич. системы как е части. Древнейшие космологич. представления нашли отражение в мифах становление же науч. К. был...Советский философский словарь
космология—КОСМОЛОГИЯ от космос и .логия физическое учение о Вселенной как целом основанное на результатах исследования наиболее общих свойств однородности изотропности и расширения...Современный энциклопедический словарь
космология—Cosmology наука или теория образования и эволюции Вселенной. Если древн. космологи предполагали что мир держится на спинах слонов стоящих на черепахах или считали Землю ц...Страны и города мира. Словарь
космология—космология [см. космос .логия] физическое учение о вселенной как едином целом включающее в себя теорию всей охваченной астрономическими наблюдениями области как части в...Толковый словарь иностранных слов
космология—КОСМОЛОГИЯ и ж. Учение о Вселенной. II прил. космологический аяое....Толковый словарь Ожегова
космология—КОСМОЛОГИЯ космологии мн. нет ж. от греч. kosmos мир и logos учение. Общее учение о мире в его целом. Космология Лейбница. Индусская космология....Толковый словарь русского языка II
космология—космология космология и ж. Учение о Вселенной.прил. космологический ая ое....Толковый словарь русского языка II
космология—КОСМОЛОГИЯ и ж. Учение о Вселенной. прилагательное космологический ая ое....Толковый словарь русского языка
космология—Ударение в слове космологияУдарение падает на букву оБезударные гласные в слове космология...Ударение и правописание
космология—Rzeczownik космология f kosmologia f...Универсальный русско-польский словарь
космология—наука о космосе раздел астрономии наука о Вселенной как едином целом как о системе охваченной наблюдением с точки зрения ее происхождения функционирования влияния на Зем...Философия - конспект лекций и словарь терминов
космология—наука изучающая законы возникновения и развития Вселенной....Философия - словарь основных понятий и тесты по курсу «Философия»
космология—наука изучающая Вселенную как единое целое ее строение и эволюцию. Термин космология образован из греческих kosmos мир гармония и logos учение слово. Теоретическим бази...Философия науки
космология—КОСМОЛОГИЯ от греч.em мир Вселенная и учениеem область науки в которой изучаются Вселенная как целое и космич. системы как е части. Древнейшие космологич. представления...Философская энциклопедия
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 облас...Философская Энциклопедия (в 5 томах)
космология—греч. учение о мире философсконаучное рассмотрение Вселенной космоса особенно с позиций его возникновения через космогонию. Появление космологии относится к глубокой древ...Философский энциклопедический словарь II
космология—греч. учение о мире философсконаучное рассмотрение Вселенной космоса особенно с позиций его возникновения через космогонию. Появление космологии относится к глубокой др...Философский энциклопедический словарь
космология—космология космологии космологии космологий космологии космологиям космологию космологии космологией космологиею космологиями космологии космологиях Источник Полная акцен...Формы слова
космология—Сломя Слом Слог Сколия Скол Сим Силок Сило Силком Сиг Ося Осок Осмол Осляк Осло Ослик Оском Оскол Ооо Оология Омск Оля Олим Оксим Около Околия Око Мясо Мяско Мяло Мягко М...Электронный словарь анаграмм русского языка
космология—КОСМОЛОГИЯраздел астрономии и астрофизики изучающий происхождение крупномасштабную структуру и эволюцию Вселенной. Данные для космологии в основном получают из астрономич...Энциклопедия Кольера II