Космология – это наука о свойствах и эволюции вселенной.

Вселенная – это совокупность всех форм материи и наблюдаемых явлений.

Метагалактика – это часть Вселенной, которая доступна нашим наблюдениям. Расширение границ идёт за счет усовершенствования приборов. Сужающая часть – это время прихода света от отдалённых частей.

Галактика (Туманность) – это скопление звезд и планет. Есть гигантские галактики, включающие 1013-1015 звезд.

Поведение и свойства объектов вселенной описывается одинаковыми и не изменяющимися во времени физическими законами:

1. Закон сохранения энергии (ЗСЭ).
2. Закон всемирного тяготения.
3. Закон сохранения импульса, закон сохранения момента импульса.

А. Фридман (1868-1925) разработал модели на основании теории Эйнштейна, который считал, что вселенная стационарна во времени, предположил, что вселенная может или расширяться (в Римановском пространстве), или сужаться (сжиматься), или пульсировать. Он сам склонялся к модели расширения. В 1917 году Слайфер обнаружил красное смещение спектра, установив спектрограф на телескоп. Еще в середине XIX века Доплер обосновал смещение спектра в длинноволновые области при удалении от объекта. В 1929 году Э. Хаббл заинтересовался красным смещением Слайфера и обнаружил, что все объекты удаляются.

Закон Хаббла: Красное смещение спектральных линий галактик в сторону длинных волн тем больше, чем дальше от нас находятся галактики.

V=HR, где V – скорость галактики, H – постоянная Хаббла, R – расстояние до галактики. H=, лежит в пределах от 50 до 100, обычно около 75.

1 Пк (парсек) = 3,26 светового года=3,08·1016 м.

H=, где τ – время жизни Вселенной. τ=13 млрд. лет.

На основании этой модели Гамов в 30-40-ее гг. разработал теорию Большого Взрыва на основании теории Хаббла. Должен быть эпицентр, или момент взрыва. Это случилось 13-15 млрд. лет назад. Вселенная находилась в сверхплотном и сверхгорячем состоянии:

ρ=1019 г/см3

Т=1032 К.

По этой модели выделены четыре эры развития вселенной:

1. Адронная (τ=10-4 с)
2. Лептонная (τ=0,2 с)
3. Фотонная (τ=1 млн. лет)
4. Звездная (пока не закончилась)

1. Эта эра образования тяжелых частиц (барионов, или адронов) из кварков. Вселенная состояла из барионов и антибарионов, происходили реакции аннигиляции. Потом стали распадаться на нейтроны и протоны (их больше). Эти протоны существуют до сих пор, положительный барионный заряд – тоже.

1. Лептонная – эра лёгких частиц (электронов, фотонов, позитронов).

Реликтовое нейтрино (ν) образовали в эту эру, но обнаружить их пока не удалось. В конце лептонной эры протонов и нейтронов стало примерно одинаковое количество.

1. Фотонная эра, или эра излучения.