1 дәріс тақырыбы: Кіріспе. Астрономия пәні және оның басқа пәндермен байланысы

Құс жолының жұлдыздық табиғатын тұңғыш рет 1610 жылы Галилео Галилей байқаған. Бірақ Галактика құрылысын жүйелі түрде зерттеуді XVIII ғасырдың аяғында Уильям Гершель бастады. Ол өзінің жүргізген зерттеулері негізінде бақыланған жұлдыздар пішіні сопақ, алып жүйе құрайды деген болжам айтты. Василий Струве 1847 жылы көлем бірлігіндегі жұлдыздар саны галактикалық жазықтыққа жақындаған сайын көбейетіндігін, ал Күннің галактика ортасында орналаспағандығын анықтаған. Ол 1859 жылы бүкіл Галактика жүйесінің осьтен айналу ықтималдығын көрсеткен. Галактиканың мөлшері жөнінде XX ғасырдың 1-ширегіндегі неміс астрономы Хуго Зелигер мен голланд астрономы Якобус Каптейн дәлелді пікір айтты. XX ғасырдың 20-жылдарында америкалық астроном Харлоу Шепли Галактика орталығының бағыты Мерген шоқжұлдызында екендігін анықтап, күннің галактика орталығында орналаспағандығын дәлелдеген. Швед астрономы Бертиль Линдблад жұлдыздар жылдамдығының әр түрлі болатындығына сүйене отырып, Галактиканың динамикасы мен құрылысын зерттеген, Галактика құрылысының күрделі екендігін ашқан. 1927 жылы голланд астрономы Ян Оорт жұлдыздардың сәулелік жылдамдығы мен меншікті қозғалысын зерттеу кезінде Галактиканың меншікті кіші осінен айналатындығын дәлелдеді. Галактиканың ортасына жақын бөліктері сыртында жатқан бөліктеріне қарағанда жылдамырақ айналады. Галактиканың орталығынан күнге дейінгі қашықтық 10 кпк. Күн 250 км/с жылдамдықпен галактика орталығын екі жүз елу миллион жылда (айналу периоды) толық бір рет айналып шығады. Галактикалар – біздің Галактикадан тыс орналасқан алып жұлдыздық жүйелер. Олар аспанда Құс жолынан тыс жарық тұман түрінде көрінеді. Сондықтан оларды галактикадан тыс тұмандықтар деп те атайды. Америка астрономы Эдвин Хаббл XX ғасырдың 20-жылдарында бізге ең жақын Галактика өте әлсіз көптеген жұлдыздардан тұратындығын, оның ішінде цефейлер типтес айнымалы жұлдыздардың болатындығын байқаған. XX ғасырдың 30-жылдары эллипстік ергежейлі Галактика, ал 60-жылдары көптеген сақина, дискі тәріздес Галактика және алыс орналасқан жинақы Галактика ашылды. Қуатты радиосәуле шығаратын топтасқан галактика N-галактикалар қатарына жатады. Осындай радиосәуленің жұлдыз тәріздес көзі квазарлар деп, ал қуатты радиосәуле шығаратын бұрыштық өлшемі бар Галактика радиогалактикалар деп аталады. Темірқазық маңындағы M 82 бұрыс галактиканы зерттеу нәтижесінде америкалық астрономдар мынадай қорытындыға келді: оның орталығында осыдан бір жарым миллион жыл бұрын жарылыс болған, соның салдарынан ыстық сутек ағыны 1000 км/с жылдамдықпен ұшып шыққан. Бұл жарылыс электрондар ағынын тудырған. Радиосәуленің жылулық табиғатының шығуына осы себеп болған. Астрофизик Виктор Амбарцумянның пікірі бойынша, мұндай жарылыстар қазір де жүріп жатыр. Бұрынғы КСРО-да жасалған Галактика каталогында он бесінші жұлдыздық шамадан жарығырақ отыз мыңдай Галактика бар. Олар барлық аспанның төрттен үш бөлігін қамтиды. Бес метрлік телескоппен жиырма бірінші жұлдыздық шамаға дейінгі бірнеше миллиард Галактикаларды көруге болады.

XIX ғасырда француз ғалымы Мессье барлық тұмандықтардың жүйелі тізімін жасады. Оған жүзден астам тұмандықтар енді. Тек XX ғасырда ғана бұл түмандықтардың табиғаттары анықталды. Олардың тозаң мен газ араласқан түмандықтардан, шар тәрізді және шашыраған газ шоғырларынан, галактикалардан түратыны белгілі болды. Жүлдыздар арасындағы кеңістік бос тәрізді болып көрінеді. Шынында, барльщ жүлдыздар арасындағы кеңістіктер заттарға толы. XX ғасырдың басында жүлдыздар жарығының жұтылу немесе әлсіреу қасиеті ашылды. Жарықты жұтатын заттың Құс жолында шоғырланғаны және шүйке тәрізді құрылысы бар екені анықталды. Бұл зат физикалық құрамы жақсы зерттелген тозаңдардан тұрады. Жұлдыздар арасында тозаңнан басқа өте үлкен мөлшерде газ бар (тозаңнан жүз есе көп). Олар бейтарап сутегінің 21 см толқын ұзындығында сәулелер шығарады. Егер бейтарап сутегі бұлтына жақын жерден көк ыстық жұлдыз тұтанса, жұлдызаралық газдар мен тозаңдардың сәулеленуі байқалады. Жұлдыздың шығарған ультракүлгін кванттарын бұлттың атомдары жұтады да, осы атомдар жарық кванты түрінде кайта сәуле шығарады.

Орионның үлкен тұмандығы — ең жарық газды тұмандық. Дүрбі арқылы (қырағы көзге құралсыз көзбен де көрінеді) бір сызық бойына орналасқан үш жұлдыздан сәл төменде орналасқан Орионның белдігі көрінеді. Бұл тұмандықтарға дейінгі қашықтық 1000 жарық жылы шамасында.

Ыстық жұлдызды қоршаған иондалған газдар аймағын жұлдыздардың ультракүлгін сәулелерін өте интенсивті сәуле ретінде қайта шығаратын машина ретінде елестетуге болады. Оның спектрінде әр түрлі химиялық элементтердің сызықтары бар. Газды тұмандьщтардың түсі де газдың температурасына, тығыздығына және химиялық құрамына байланысты әр түрлі: жасылдау, кызғылт және басқа да түспен реңдес келеді. Газ тұмандықтарының пішіні әр түрлі. Кейбіреулерінің пішіні ортасында жұлдызшасы бар сақина торізді — бұл планеталық тұмандықтар.

№ 14 дәріс тақырыбы Галактикадан тыс астрономия негіздері.

Баска тұмандықтар газдардың жеке жарық шығаратын талшықтарынан тұрады. Көптеген тұмандықтардың пішіні бұрыс, олар кәдімгі сия тамшысының дақтарына ұксайды. Жарық сүзгілері арқылы қарағанда кейбіреулері жеке талшықтардан тұратын болып шықты. Белгілі Шаян тұмандығы осындай. Бұл ең жақсы зерттелген жарылған жұлдыздың (аса жаңа) бөліктері. Біздің Күн бір-бірінен қашықтығы, уақыт, газ бен шаң-тозаң бұлттары, әр түрлі сәуле шығару түрлерімен бөлектенген 150 млрд жұлдыздың біреуі ғана . Бірақ олардың бәрі бірге ортак центрден, яғни "Құс жолы" деп аталатын галактиканың ядросынан айналады.

Галактикалар—жулдыздар, газ, шаң-тозаңның бәрі бірге гравитация щпиімен ұсталып тұратын ең ірі жұлдыздар жүйесі. Күн жүйесінің жұтатын материямен толтырылған галактика жазықтығында жатуынан Құс жолы кұрылымының көптеген бөліктері жердегі бақылаушыға көрінбейді. Әйтсе де оны біздің галактикаға ұқсас галактикалар аркылы зерттеуге болады. XX ғасырдың 40-жылдары Андромеда тұмандықтары деген атпен белгілі M31 галактикасын бақылап, неміс астрономы Вальтер Бааде осы алып ғаламның жазық линза тәрізді дөңгелегі әлде қайда сирек сфера түріндегі жұлдыздар бұлтынан тұратынын байқады, оны гало деп атады.

Бұл тұмандық біздің галактикаға өте ұқсас болғандықтан, В. Бааденің ұйғарымынша, Құс жолының да құрылымы болуы тиіс. Галактикалық дөңгелектердің жұлдыздары қоныстанудың I түрі, ал гало жұлдыздары қоныстанудың II түрі деп аталады. Қазіргі зерттеу жұмыстары жұлдыздык қоныстанудың екі түрі кеңістікте орналасу жағдайларымен ғана емес, қозғалу сипатымен, сонымен қатар химиялық құрамдарымен де өзгешеленетінін көрсетіп отыр. Бұл ерекшеліктер, біріншіден, дөңгелектер сфералық құраушыларының қалай пайда болу себептеріне байланысты. Галактикалық дөңгелектің диаметрі 100 мың жарық жылынан астам, ал оның қалыңдығы 1000 жарық жылы шамасындай болады. Галактиканың центрінен галоның ең тығыз орталык бөлігіне дейінгі бірнеше мың жарық жылына тең аралық "балдж" ("қалыңданған") деп аталады.

Біздің галактиканың шегі галоның өлшемімен анықталады. Галоның радиусы дөңгелектің өлшемінен едәуір үлкен және кейбір мәліметтер бойынша бірнеше жүз мың жарық жылына жетеді екен.

Құс жолы галосының симметрия центрі галактикалық дөңгелектің центрімен сәйкес келеді. Біздің галактикада Күн тәрізді дара жұлдыздар сирек кездеседі (30%-дан көп емес). Негізінен, жұлдыздар қос жұлдыздар немесе бірнешеу болып келеді. Галактикада күрделі жұлдыздар жүйесі табылды, атап айтсақ, шашыранды (ондаған жұлдыздардан тұратын) және map тәрізді (жүз мыңдаған жұлдыздардан тұрады) жұлдыздар шоғырлары. Шар тәрізді жұлдыздар шоғыры галактиканың центріне жинақталған. Шашыранды жұлдыздардың шоғыры шар тәрізді жұлдыздар шоғырынан әлдеқайда көп, олар галактика (спиральді галактика жайлы сөз болып отыр) спиралінің тармағында, галактиканың дөңгелегінде басымырақ орналасқан.

Дөңгелек жұлдыздардың қоныстануы Гало жұлдыздарының қоныстануынан ерекшеленеді. Дөңгелек жазықтығының маңайына бірнеше миллиард жыл бұрын пайда болған жас жұлдыздар және жұлдыздар шоғыры жинақталған. Олар жазық кұраушыларды кұрайды. Олардың арасында ыстық және жарық жұлдыздар өте көп. Ертерек пайда болған жұлдыздар дентрде немесе центрге жакын орналасып, біздің галактиканың сфералық құраушысын құрайды. Сфералык кұраушының жұлдыздары галактиканың центріне шоғырланады. Галоның жұлдыздары мен жұлдыздык шоғырлары галактика центрін айнала өте созылыңқы орбитамен қозғалады. Жеке жұлдыздардың қозғалыстары ретсіз болғандықтан тұтас алғанда гало өте жай айналады.

Галактиканың сфералық кұраушысындағы "қоныстанудың" жасы 12 млрд жылдан асады. Оны, әдетте, галактиканың өзінің жасы деп есептейді. Ауыр химиялық элементтер үлестерінің аз болуы гало жұлдыздарының сипаттамаларының ерекшелігі болып табылады. Шар тәрізді жұлдыздар шоғырындағы жүлдыздардың құрамында металдар Күнге қарағанда жүз есе аз. Жұлдыздар шоғырының көмегімен галактикадағы Күн жүйесінің орны табылды.

Галомен салыстырғанда дөңгелек елеулі түрде тезірек айналады. Оның айналу жылдамдығы центрден әр түрлі қашықтықтарда түрліше болады. Ол жылдамдығы центрде нөлден басталып, одан 2 мың жарық жылындай қашықтықта 200—240 км/с-қа дейін артады, содан кейін біраз кемиді де қайтадан шамамен аталған мәнге дейін өседі, әрі қарай процесс тұрақты қалады. Дөңгелектің өз осінен айналу ерекшеліктерін зерттеу оның массасын анықтауға көмектеседі. Есептеулер бойынша оның массасы Күн массасынан 150 млрд есе артық.

Біздің галактикаға жоғарыдан, яғни полюстен қарасақ, онда біз мыңдаған жұлдыздардан тұратын спиральді көреміз. Оның иірімі галактиканың центрі, материяның сәуле жұтатын қалың қабатымен қоршалған ядроға бағытталған. Оны инфрақызыл, радиосөуле қабылдағыш аркылы зерттейді.

Галактиканың ядросында салмақты қара құрдым болар деген болжам бар (массасы миллион Күннің массасындай). Ғаламның орталык аймақтарына жұлдыздардың күшті шоғырлануы тән. Орталыққа жақын орбір парсек куб көлемдегі жұлдыздар саны бірнеше мыңға жетеді. Жұлдыздардың арақашықтықтары Күннің маңайындағы қашықтықтарға қарағанда ондаған және жүздеген есе аз. Егер біз галактика ядросына жақын орналаскан жұлдыз маңындағы планетада өмір сүрсек, онда аспанда жарықтығы Айдың жарықтығындай ондаған жұлдыздар мен біздің қазіргі аспанымыздағы ең жарық жұлдыздан да жарық жұлдыздар саны бірнеше мың болар еді. Галактика ядросы Мерген шоқжұлдызы бағытында орналасқан.

Галактиканың дөңгелегіндегі газ негізінен оның жазықтығына жақын жинакталған. Ол біркелкі орналаспаған. Олардың ішінде кұрылымы біртекті емес ұзындығы бірнеше мың жарық жылы болатын алып бұлттардан басқа шамалары бір парсектен аспайтын шағын бұлттар бар. Біздің галактиканың химиялық элементі сутегі мен гелий болып табылады. Осы екі элементпен салыстырғанда қалған элементтер өте аз мөлшерде кездеседі. Жалпы алғанда дөңгелектегі жұлдыз бен газдың химиялық құрамы Күндегі сияқты.

Күн өзіне жақын барлық жұлдыздармен бірге 200—220 км/с жылдамдықпен галактика центрін айнала қозғала отырып, 200 млн жылда бір айналым жасайды. Демек, Жер өзінің барлық өмір сүрген уақыты ітттінде галактика центрін 30 рет айналып шыққан.

Басқа галактикаларды ашу

Шамамен жүз жыл бұрын біздің галактика әлемдегі жалғыз дене деп есептелді және барлық көрінетін тұмандықтар біздің галактикаға жатады деп саналады. Бұл оларға дейінгі қашықтықтарды анықтаудың қиындықтарына байланысты болды. Қазір ғарыштағы 20 галактиканың жергілікті шоғырын және басқа 10 млрд-қа жуық галактиканы білеміз. Олар топтасып орналасқан және ең сезімтал құралдардың көмегімен анықтайтын қашыктықта жан-жаққа таралып, бір-бірінен алшақтап барады.

Оңтүстік жарты шардың түнгі аспанынан бізге ең жақын "Магеллан бұлттарын" бақылай аламыз. Зер салып қарағанда бұлт "толқып" тұрған тәрізді. Астрономдар оның толкуын біздің галактикаға жакын орналасуымен түсіндіреді. Бір кездері "Магеллан бұлттары" біздің галактикамен соқтығысқан секілді. "Магеллан бұлттары" Құс жолынан көп кіші. Олар біздің Галактиканың серігі. Миллиардтаған жылдардан кейін олардың тағы да бір-біріне жақындауы мүмкін.

"Магеллан бұлтынан" сәл әріректе "Андромеда" галактикасы бар. XX ғасырдың басында оған дейінгі қашықтық анықталып, ол 2 млн жарық жылына тең болды. Біздің Галактика, "Магеллан бұлттары", "Андромеда" жәнө "Үшбұрыш" галактикалары мен бірнеше ергежейлі эллипстік галактикалар Жергілікті галактикалар тобын құрайды.

Галактикалар пішінімен, салмағымен және өлшемдерімен ерекшеленеді. Галактикалардың эволюциясы жайында жұлдыздардың эволюциясына қарағанда олде кайда аз білеміз. Галактика ядролары, олардың галактиканың эволюциясына және құрылымына әсері жөнінде мәліметтер өте аз. Кейбір ғаламдардың газ бен зат бөліп жарылатыны, ал кейбірінің бірімен-бірі өзара әсерлесетінін білгеннен кейін шешілетін проблемалар қатары көбейе түсті.

Біздің галактика тәрізді миллиондаған галактикалар бар.

Мұндай галактикалардың тармақтарында жаңа жұлдыздардың пайда болуына негіз болатын газдар мен тозаңдар бар. Бірақ спиральдар барлық уақытта да центрге өте жақын келмейді. Кейде спираль центрден қашық жатқандай, Галактиканың ядросы мен спиральдар арасында оларды жалғайтын бар (жалғастырғыш) тұрған тәрізді көрінеді. Спиральді галактикалар да ядроларының өлшемдерімен ерекшеленеді.

Дүниедегі ең ірі галактикаларға эллипетік галактикалар жатады. Олардың кейбіреуі шар тәрізді, ал кейбіреуі созылыңқы болып келеді. Олар өздеріне өте жақын келген әлдеқайда кіші галактикаларды қармап алу арқылы кеңейеді.

№ 15 дәріс тақырыбы Космогония негіздері. Космология мәселелері.

Космогонияда жеке аспан денелерінің, сондай-ақ олардың жүйелерінің, атап айтқанда Күн жүйесінің пайда болу мәселелері, ал космологияда жалпы Ғаламның құрылысы мен заңдылықтары қарастырылады. Республикамызда 1942 жылы Алматыға жақын жердегі теңіз деңгейінен 1500 м биіктікте алғашқы отандық обсерваторияның негізі қаланды. 1950 жылы Астрономия және физикалық институтынан Қазақстан Ғылым академиясының Астрофизика институты бөлініп шықты. 1957 жылдан бастап ғарыштық аппараттардың координаттарын анықтау мақсатында жүйелі бақылаулар жүргізіліп келеді. Тұмандықтардың каталогы (1968) жарияланды. Бұл каталогта галактикадағы 120 нысанның жарқырауы, морфологиясы және олардың ғарышта тарала орналасуы жөнінде жаңа деректер қамтылды. Осы жылы диффузиялық тұмандықтар спектр фотометриялық әдіспен зерттеліп, 100-ге жуық диффузиялық тұмандық спектрлерінің каталогы жасалды. Алынған спектрлерді талдау барысында иондалған сутектің спектрлік сызықтары инфрақызыл және радиодиапазонда ғана емес, спектрдің оптикалық аймағында да болатыны анықталды. 800-ге жуық актив галактикадан тыс объектілердің спектрлері зерттелді, 50-ге жуық Сейферт галактикасы табылды. «Жұлдыздардың жинақталған спектрфотометриялық каталогы» (1978) басылып шығарылды. 1000-нан астам жұлдыздардың абсолюттік спектрлері туралы мәліметтер жарияланды (1985). Алғаш рет Юпитердегі қызыл дақтың газ-тозаңнан құралатыны жөніндегі болжам бақылаулар негізінде расталды және сол планета атмосферасындағы процестердің аксиметриясы байқалды. Соңғы жылдары астрономиялық зерттеулер ҚР Ғылым министрлігі Ғылым академиясының Астрофизика институтының Асы-Түрген обсерваториясында қарқынды түрде дамытылып келеді.^[2][3]

Космонавтика әлем кеңістігіндегі ғарыш аппараттарының қозғалысын талдап зерттейді. Қазіргі астрономия сонымен катар бірнеше басқа салаларды да қамтиды. Аспан денелерінің пайда болуын және дамуын зерттейтін астрономия саласын космогония деп атайды. Космогония әлемдегі галактикалар мен жұлдыздар және басқа денелер қашан және қалай пайда болды, оларда кандай өзгерістер жүріп жатыр, деген сұрақтарға жауап береді. Сондай-ақ әлем туралы, оның жалпы қасиеттері туралы астрономия ілімін космология дейді.^[1]

Космология, ғарыш ілімі – Ғаламның біртұтастығы және оның астрономиялық бақылаулар арқылы танылған бөлігі жайлы ілім; астрономияның бір бөлімі. Космологияның тұжырымдары (Ғаламның модельдері) физиканың заңдары мен астрономиялық бақылаулардың деректеріне, сондай-ақ адамзат қоғамының әр түрлі дәуірлеріндегі философия принциптерге сүйенеді.

Алғашқы космологиялық түсініктер өте ерте заманда адамдардың дүниедегі өз орнын анықтау, түсіну әрекеттерінен шыққан. Бәрінен гөрі Демокриттің, Пифагордың, Аристотельдің (б.з.б. 5–4 ғ-ларда) ежелгі дәуірдегі философия мектептерінің Космологиялық көзқарастары қатаң логикалық талаптарды қанағаттандырды. Астрономия, т.б. жаратылыстану білімдерінің жинақталуы нәтижесінде және Ғалам туралы әр түрлі философия пайымдаулардың негізінде дүние құрылымын тұтас алып қарастырудың ең алғашқы әрекеті – дүниенің геоцентрлік жүйесі (Птолемей) жасалды. Бұл жүйенің негізгі Космологиялық идеялары: Жер қозғалмайды әрі ол Ғаламның кіндігі, Ғалам кеңістік бойынша шектелген, «аспан» мен «жердің» табиғаты бір-бірінен мүлдем алшақ. Кейінірек (16 ғ-да) астрономия мен жаратылыстану ғылымында төңкеріс болған дүниенің гелиоцентрлік жүйесі (Н.Коперник) жасалды. Птолемей және Коперник жүйелерінің бір-бірінен түбегейлі айырмашылықтарына қарамастан, олар Күн жүйесі шеңберіндегі мәселелерді ғана қамтыды. Астрономияның әдістері мен бақылау құралдарының дамуы барысында Жердің ғарыштағы рөлі төмендеп, бүкіл Күн жүйесінің өзі «жұлдыздық әлемнің» – Галактиканың кішігірім бір бөлігі екенін көрсетті. Күн осы орасан зор жүйедегі 100 млрд-тан астам жұлдыздың біреуі екендігі анықталды. Кейін Галактика сияқты орасан зор түзілімнің Ғаламда өте көп болу мүмкіндігі жайлы болжамдар айтыла бастады (И.Кант, т.б.) Қазіргі кезде Ғалам үшін галактикалар жиыны, яғни Метагалактика қабылданды. Ғылыми Космология өзінің даму барысында ньютондық Космология және релятивистік Космология деп аталатын екі үлкен кезеңді басынан кешірді. И.Ньютоннан бастап Космология мәселелері жалаң ойлау нысанасы емес, нақты физикалық есеп түрінде қойылды және оларды шешу үшін математикалық жаңа тәсілдер кеңінен қолданылды. Космология мәселелері бүкіләлемдік тартылыс күштері арқылы басқарылатын массалардың шексіз жүйесінің сипаты жайлы есептерді шешуге саяды. Массалар жүйесі үшін жұлдыздар жүйесі қабылданады және онда таза механикалық көзқарас үстем.

Қазіргі космология тартылыстың релятивистік теориясы (А.Эйнштейн, 1916) мен галактикадан тыс астрономияның (20 ғ-дың 20-жылдары) пайда болуына байланысты дамыды. Релятивистік Космологияның алғашқы даму кезеңінде Ғалам геометриясына (төрт өлшемді кеңістік пен уақыттың қисықтығы және Ғаламның не кеңістіктің мүмкін болатын тұйықтығы) ерекше назар аударылды. Ал релятивистік Космологияның екінші кезеңі орыс ғалымы А.А.Фридманның еңбектерімен (1922–24) байланыстырылады. Ол өзара тартылыста болатын заттармен толған Ғалам (қисайған кеңістікте) тұрғылықты күйде бола алмайды, яғни Ғалам не ұлғаяды не сығылады деп тұжырымдады. Бұл принциптік жаңа тұжырым америкалық астроном Э.Хабблдың қызыл ығысу заңы (галактикалардың бір-бірінен қашықтауы) ашылғаннан кейін (1929) ғана дәлелденді. Енді Ғалам механикасы мен оның «жасы» (Ғалам кеңеюінің ұзақтығы) туралы мәселелер алға қойылды. Релятивистік Космология дамуының үшінші кезеңі «ыстық» Ғалам моделін жасаудан басталады. Бұл модельді америкалық физик Г.(Дж.)Гамов 20 ғ-дың 40-жылдарының 2-жартысында құрастырды. Гамов моделінде негізгі назар Ғалам физикасына, яғни Ғаламның ұлғаюының әр түрлі сатысындағы заттардың күйлері мен Ғаламдағы өтетін физикалық процестерге аударылды.

Космологияда тартылыс заңымен қатар термодинамика заңдары, ядролық физика және элементар бөлшектер физикасы да ерекше рөл атқарады. Біртекті, изотропты Ғалам теориясының негізіне мынадай екі қағида (постулат) алынады:

Жалпы салыстырмалық теориясындағы Эйнштейн теңдеуі (бұдан кеңістік пен уақыттың қисықтығы және қисықтықтың массамен не энергиямен байланысы шығады);

Ғаламда ерекше бөлектенген нүкте (біртектілік), ерекше бөлектенген бағыт (изотроптылық) болмайды, яғни Ғаламда барлық нүктенің, барлық бағыттың мәні бірдей болып есептеледі.

Соңғы тұжырым Космологиялық қағида деп аталады. Бұл екі қағида Ғалам дамуының жалпы сипаты жөнінде тұжырым жасауға мүмкіндік береді. Бірақ олар Ғаламның бастапқы күйі жөніндегі сұраққа жауап бере алмайды. Ғаламның бастапқы күйінің берілуі релятивистік Космологияның үшінші қағидасы болып есептеледі. 20 ғ-дың 60–70-жылдары «ыстық» Ғалам (бастапқы температурасы жоғары деп есептелетін) моделі ғалымдардың көпшілігі қабылдаған модель болды. Өте жоғары температурада (T>1013 K) ерекше (сингулярлы) күйде тұрған Ғаламда молекула не атом ғана емес, тіпті ядроның өзі де бола алмайды, онда тек әр түрлі элементар бөлшектердің (фотондардың, нейтринолардың, т.б.) қоспасы ғана болады.

Ғалам дамуының әр түрлі сатысына сәйкес келетін мұндай элементар бөлшектер қоспасының құрамын (әр түрлі температурадағы) элементар бөлшектер физикасының негізінде есептеуге болады. Космология теңдеуі біртекті, изотропты Ғаламның ұлғаю заңын, сондай-ақ, Ғаламның ұлғаю процесі кезіндегі физикалық параметрлерінің өзгеруін анықтауға мүмкіндік береді. Температурасы шамамен 3 Кельвинге жуық ғарыштық сәуле – қалдық (реликт) сәуленің табиғаты да «ыстық» Ғалам моделімен түсіндіріледі. Қорыта айтқанда, қазіргі космология моделі бойынша Ғалам біртекті, изотропты, ыстық әрі ұлғаюда деп қарастырылады. Сонымен релятивистік космология бақыланып отырған Ғаламның қазіргі күйін түсіндіре алады, сонымен бірге ол бұрын белгісіз құбылыстарды да болжауға мүмкіндік береді. Дегенмен, космологияның дамуы жаңа, қиын әлі де шешімін таппаған мәселелерді алға қоюда. Мысалы, тығыздығы ядро тығыздығынан да бірнеше есе жоғары заттардың күйін зерттеуге тіпті жаңа физикалық теория қажет болып отыр. Космологияның дамуы нәтижесінде Ғаламның жалғыз болу мәселесі де алға қойылды. Қазіргі космология аясында Метагалактиканы жалғыз деп айтуға болады. Ғаламдағы зарядтың симметриясыздығы (ассимметриялығы) мәселесі де шешімін тапқан жоқ. Біздің ғарыштық кеңістікте (мысалы, Күн жүйесі мен Галактикада, мүмкін бүкіл Ғалам шегінде) заттың сандық мөлшері антизаттың сандық мөлшерінен әлдеқайда көп болып отыр. Ал космологияның галактикалық шоғырлар мен жекеленген галактикалардың түзілу мәселелері қазіргі кезде табысты шешілуде. Дегенмен, космологияның кейбір мәселелері (ерекше күйдегі Ғалам, ғарыштық модельдерді таңдау, т.б.) әлі де шешімін тапқан жоқ.