БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (КО)

Наличие же кривизны пространства пока нельзя считать доказанным, хотя оно весьма вероятно, если учитывать подтверждение др. выводов релятивистской К. Кривизна непосредственно никак не может быть измерена. Косвенно она могла бы быть определена, если бы была известна средняя плотность массы или можно было бы определить более точно зависимость красного смещения от расстояния (отклонение от линейной зависимости). Астрономические наблюдения приводят к значениям усреднённой плотности светящегося вещества около 10 -31 г/см 3. Определить плотность тёмного вещества, а тем более плотность энергии нейтрино гораздо труднее, и неопределённость суммарной плотности из-за этого весьма велика (она может быть, в частности, на два порядка больше усреднённой плотности звёздного вещества). Если принять современное значение постоянной Хаббла Н = 1,7×10 -18 сек -1 то r kp= 6×10 -30 г/см 3. Таким образом, на основе имеющихся наблюдательных данных (10 -31< r < 10 -29) нельзя сделать никакого выбора между открытой (расширяющейся безгранично) и замкнутой (расширение в далёком будущем сменяется сжатием) моделью. Эта неопределённость никак не сказывается на общем характере прошлого и современного расширения, но влияет на возраст Вселенной (длительность расширения) — величину и без того достаточно неопределённую. Если бы расширение происходило с постоянной скоростью, то время, истекшее с момента изначального взрыва, составляло бы T 0 = = 6×10 17 сек = 18 млрд. лет. Но расширение, как видно из приведённых выше графиков, идёт с замедлением, поэтому время T, истекшее с момента начала расширения, меньше T 0. Так, при r = r kp имеем: Т = 2/ 3 Т 0= 12 млрд. лет. Для r > r kp , т. е. для замкнутых моделей, Т ещё меньше. С др. стороны, если космологическая постоянная не равна строго нулю, то существуют и др. возможности, например длительная (порядка 10 или более млрд. лет) задержка расширения в прошлом, и Т может составлять десятки миллиардов лет.

Нерешенные проблемы.Релятивистская К. объясняет наблюдаемое современное состояние Вселенной, она предсказала неизвестные ранее явления. Но развитие К. поставило и ряд новых, крайне трудных проблем, которые ещё не решены. Так, для изучения состояния вещества с плотностями, намного порядков выше ядерной плотности, нужна совершенно новая физическая теория (предположительно, некий синтез существующей теории тяготения и квантовой теории), Для исследований же состояния вещества при бесконечной плотности (и бесконечной кривизне пространства — времени) пока нет даже надлежащих математических средств. Кроме всего прочего, в такой ситуации должна нарушаться непрерывность времени и вопрос о том, что было «до» t = 0 применительно к обычному (метрическому) понятию времени, лишён смысла; необходимо то или иное обобщённое понятие времени. В решении этой группы проблем делаются лишь первые шаги.

По мере развития теории, а также средств и методов наблюдений будет уточняться само понятие космологической Вселенной. В рамках современной К. довольно естественно считать Метагалактику единственной. Но вопросы топологии пространства — времени разработаны ещё недостаточно для того, чтобы составить представление о всех возможностях, которые могут быть реализованы в природе. Это надо иметь в виду, в частности, и в связи с проблемой возраста Вселенной.

Не исключено, что столь же трудно будет объяснить зарядовую асимметрию во Вселенной: в нашем космическом окружении (во всяком случае, в пределах Солнечной системы, а вероятно, и в пределах всей Галактики) имеет место подавляющее количественное преобладание вещества над антивеществом. Между тем, согласно современным теоретическим представлениям, вещество и антивещество совершенно равноправны. К. пока не даёт достаточно убедительного объяснения такого противоречия.

Пока нет также убедительной теории возникновения звёзд и галактик (пограничная проблема К. и космогонии ). Эта проблема по меньшей мере столь же трудна, как и др. фундаментальные проблемы возникновения в современной науке (возникновения планет, возникновения жизни). Существует и ряд др. нерешённых проблем К.

Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967; Наблюдательные основы космологии. Сб., М., 1965; 3ельманов А. Л., Космология, в кн.: Физический энциклопедический словарь, т. 2, М., 1962; Бесконечность и Вселенная, Сб., М., 1969; Peebles, P. J. E., Physical Cosmology, Princeton, 1972.

Г. И. Наан.

Рис. 2 к ст. Космологические парадоксы.

Рис. 1 к ст. Космологические парадоксы.

Космона'вт(от космос и греч. náutes — мореплаватель), астронавт, человек, проводящий испытания и эксплуатацию космической техники в космическом полёте; профессия, появившаяся в результате проникновения в космос человека (1961). Первых кандидатов в космонавты отбирали из числа военных лётчиков (СССР), лётчиков-испытателей (США), т. к. необходимые качества (высокое лётное мастерство, способность мгновенно принимать решения, хорошая переносимость шумов, вибраций, ускорений и сочетание этих факторов, опыт проведения наблюдений и регистрации их результатов и т. д.) наиболее полно сочетаются в этих профессиях. Позднее, как в СССР, так и в США, в экипажи космических кораблей стали включать инженеров и учёных с необходимыми специальными знаниями. Подготовка К. в Советском Союзе началась в 1960, в США для полётов на космических кораблях «Меркурий» — в 1959, «Джемини» и «Аполлон» — в1962. На 1 сентября 1973 лица, совершившие полёты в космос в качестве пилотов или членов экипажей: Ю. А. Гагарин (1961), Г. С. Титов (1961), А. Г. Николаев (1962, 1970), П. P. Попович (1962), В. Ф. Быковский (1963), В. В. Терешкова (Николаева-Терешкова) (1963), В. М. Комаров (1964, 1967), К. П. Феоктистов (1964), Б. Б. Егоров (1964), П. И. Беляев (1965), А. А. Леонов (1965), Г. Т. Береговой (1968), В. А. Шаталов (1969 — 2 раза, 1971), А. С. Елисеев (1969 — 2 раза, 1971), Е. В. Хрунов (1969), Б. В. Волынов (1969), Г. С. Шонин (1969), В. Н. Кубасов (1969), А. В. Филипченко (1969), В. Н. Волков (1969, 1971), В. В. Горбатко (1969), В. И. Севастьянов (1970), Н. Н. Рукавишников (1971), Г. Т. Добровольский (1971), В. И. Пацаев (1971) — СССР; А. Шепард (1961, 1971), В. Гриссом (1961, 1965), Дж. Гленн (1962), М. С. Карпентер (1962), У. Ширра (1962, 1965, 1968), Г. Купер (1963, 1965), Дж. Янг (1965, 1966, 1969, 1972), Дж. Макдивитт (1965, 1969), Э. Уайт (1965), Ч. Конрад (1965, 1966, 1969, 1973), Ф. Борман (1965, 1968), Дж. Ловелл (1965, 1966, 1968, 1970), Т. Стаффорд (1965, 1966, 1969), Н. Армстронг (1966, 1969), Д. Скотт (1966, 1969, 1971), Ю. Сернан (1966, 1969, 1972), М. Коллинз (1966, 1969), Р. Гордон (1966, 1969), Э. Олдрин (1966, 1969), У. Каннингем (1968), Д. Эйзел (1968), У. Андерс (1968), Р. Швейкарт (1969), А. Бин (1969, 1973), Дж. Суиджерт (1970), Ф. Хейс (1970), Э. Митчелл (1971), С. Руса (1971), А. Уорден (1971), Дж. Ирвин (1971), Т. Маттингли (1972), Ч. Дьюк (1972), Р. Эванс (1972), Х. Шмитт (1972), Дж. Кервин (1973), П. Вейц (1973), О. Гэрриот (1973), Дж. Лусма (1973) — США. Биографические сведения о К. см. в статьях о них.