17:45 23/06/2016

👁 916

A tér léptékét nehéz elképzelni, és még nehezebb pontosan meghatározni. De a fizikusok zseniális találgatásainak köszönhetően úgy gondoljuk, hogy jól sejtjük, mekkora a kozmosz. „Sétáljunk egyet” – hívta meg Harlow Shapley amerikai csillagász a washingtoni közönséget 1920-ban. Kollégájával, Heber Curtisszel együtt részt vett az univerzum léptékű nagy vitájában.

Shapley úgy gondolta, hogy galaxisunk átmérője 300 000. Ez háromszor több, mint azt most gondolják, de akkoriban a mérések egész jók voltak. Különösen a Tejútrendszeren belüli, általában helyes arányos távolságokat számította ki – például a középponthoz viszonyított helyzetünket.

A 20. század elején azonban Shapley sok kortársa számára a 300 000 fényév valamiféle abszurd nagy számnak tűnt. És azt a gondolatot, hogy mások, mint a Tejútrendszer - amelyek láthatók voltak - ilyen nagyok, egyáltalán nem vették komolyan.

Maga Shapley pedig úgy vélte, hogy a Tejútrendszernek különlegesnek kell lennie. „Még ha a spirálok ábrázolva is vannak, méretükben nem hasonlíthatók össze a mi csillagrendszerünkkel” – mondta hallgatóinak.

Curtis nem értett egyet. Úgy gondolta, és jogosan, hogy sok más galaxis is van az Univerzumban, a miénkhez hasonlóan szétszórva. De kiindulópontja az volt, hogy a Tejút sokkal kisebb, mint ahogy Shapley számította. Curtis számításai szerint a Tejútrendszer átmérője mindössze 30 000 fényév volt – vagyis háromszor kisebb, mint a mai számítások mutatják.

Háromszor több, háromszor kevesebb - olyan hatalmas távolságokról beszélünk, hogy teljesen érthető, hogy azok a csillagászok, akik száz évvel ezelőtt gondolkodtak ezen a témán, nagyot tévedhetnek.

Ma meglehetősen biztosak vagyunk abban, hogy a Tejút átmérője valahol 100 000 és 150 000 fényév között van. A megfigyelhető Univerzum természetesen sokkal, de sokkal nagyobb. Átmérője 93 milliárd fényév. De miért ilyen magabiztosság? Egyáltalán hogyan mérhetsz ilyesmit?

Mióta Kopernikusz kijelentette, hogy nem a Föld a középpont, mindig is küzdöttünk, hogy újraírjuk az Univerzumról alkotott elképzeléseinket – és különösen, hogy mekkora lehet. Amint látni fogjuk, még ma is gyűjtünk új bizonyítékokat arra vonatkozóan, hogy az egész Univerzum sokkal nagyobb lehet, mint azt nemrég gondoltuk.

Caitlin Casey, az austini Texasi Egyetem csillagásza az univerzumot tanulmányozza. Elmondása szerint a csillagászok kifinomult műszereket és mérőrendszereket fejlesztettek ki, amelyek nemcsak a Föld és a Naprendszerünk más testei közötti távolságot számítják ki, hanem a galaxisok közötti réseket is, sőt a megfigyelhető univerzum legvégéig is.

Mindezek mérésének lépései a csillagászat távolságskáláján mennek keresztül. Ennek a léptéknek az első szakasza meglehetősen egyszerű, és manapság a modern technológiára támaszkodik.

„Egyszerűen visszaverhetjük a rádióhullámokat a Naprendszer közeli hullámairól, például és megmérhetjük, hogy mennyi idő szükséges ahhoz, hogy ezek a hullámok visszatérjenek a Földre” – mondja Casey. "A mérések így nagyon pontosak lesznek."

A Puerto Ricó-ihoz hasonló nagy rádióteleszkópok képesek erre a feladatra – de többre is. Az Arecibo például képes észlelni, sőt le is tudja készíteni a Naprendszerünk körül repülőket, attól függően, hogy a rádióhullámok hogyan verődnek vissza az aszteroida felszínéről.

A rádióhullámok használata azonban a Naprendszerünkön túli távolságok mérésére nem praktikus. A következő lépés ebben a kozmikus léptékben a parallaxis mérése. Mindig ezt tesszük anélkül, hogy észrevennénk. Az emberek, mint sok állat, intuitív módon megértik a távolságot maguk és a tárgyak között, mivel két szemünk van.

Ha egy tárgyat maga elé tart – például a kezét –, és nyitott szemmel nézi, majd átvált a másik szemre, látni fogja, hogy a keze kissé elmozdul. Ezt parallaxisnak hívják. A két megfigyelés közötti különbség felhasználható a tárgy távolságának meghatározására.

Agyunk ezt természetesen mindkét szemből származó információkkal teszi, a csillagászok pedig a közeli csillagokkal, csak más érzékszerveket használnak: a távcsöveket.

Képzeld el, hogy két szem lebeg az űrben, Napunk két oldalán. A Föld keringésének köszönhetően rendelkezünk ezekkel a szemekkel, és ezzel a módszerrel megfigyelhetjük a csillagok elmozdulását a háttérben lévő tárgyakhoz képest.

„Megmérjük a csillagok helyzetét az égen, mondjuk januárban, majd várunk hat hónapot, és megmérjük ugyanazon csillagok helyzetét júliusban, amikor a Nap túloldalán vagyunk” – mondja Casey.

Van azonban egy küszöb, amelyen túl az objektumok már olyan távol vannak - körülbelül 100 fényév -, hogy a megfigyelt eltolódás túl kicsi ahhoz, hogy hasznos számításokat lehessen végezni. Ilyen távolságban még mindig messze leszünk saját galaxisunk szélétől.

A következő lépés a fő sorozat telepítése. Azon a tudásunkon alapul, hogy egy bizonyos méretű csillagok – úgynevezett fősorozatú csillagok – hogyan fejlődnek az idő múlásával.

Először is megváltoztatják a színüket, és az életkor előrehaladtával vörösebbé válnak. Színük és fényességük pontos megmérésével, majd ezt összehasonlítva a fő sorozatú csillagok távolságáról ismertekkel, amelyeket trigonometrikus parallaxissal mérünk, megbecsülhetjük ezeknek a távolabbi csillagoknak a helyzetét.

A számítások alapelve az, hogy az azonos tömegű és korú csillagok egyformán fényesnek tűnnének számunkra, ha ugyanolyan távolságra lennének tőlünk. De mivel ez gyakran nem így van, a mérési különbségek alapján kideríthetjük, milyen messze vannak valójában.

Az elemzéshez használt fő sorozatcsillagokat a "standard gyertyák" egyik típusának tekintik - olyan testeknek, amelyek nagyságát (vagy fényességét) matematikailag ki tudjuk számítani. Ezek a gyertyák szétszórva vannak az űrben, és előre láthatóan megvilágítják az Univerzumot. De a fősorozat csillagai nem az egyetlen példák.

A fényesség és a távolság közötti kapcsolat megértése lehetővé teszi számunkra, hogy megértsük a távolságot még távolabbi objektumoktól – például más galaxisok csillagaitól. A fő szekvencia-megközelítés többé nem fog működni, mert ezeknek a csillagoknak a fényét – amelyek több millió fényévnyire, ha nem távolabb vannak – nehéz pontosan elemezni.

De 1908-ban egy Henrietta Swan Leavitt nevű tudós Harvardról fantasztikus felfedezést tett, amely segített megmérni ezeket a hatalmas távolságokat. Swan Leavitt rájött, hogy létezik egy különleges sztárosztály – .

"Észrevette, hogy egy bizonyos típusú csillag megváltoztatja a fényerejét az idő múlásával, és ez a fényerő-változás, ezeknek a csillagoknak a lüktetésében közvetlenül összefügg azzal, hogy milyen fényesek természetüknél fogva" - mondja Casey.

Más szóval, egy fényesebb Cefeida csillag lassabban "pulzál" (sok nap alatt), mint egy halványabb Cefeida. Mivel a csillagászok könnyen meg tudják mérni a Cefeida pulzusát, meg tudják állapítani, milyen fényes a csillag. Aztán, ha megfigyelik, milyen fényesnek tűnik számunkra, ki tudják számítani a távolságát.

Ez az elv hasonló a fő sorozat megközelítéséhez, mivel a fényerő kulcsfontosságú. A lényeg azonban az, hogy a távolságot többféleképpen lehet mérni. És minél több módszerrel mérjük a távolságokat, annál jobban megértjük kozmikus hátsó udvarunk valódi méretét.

Az ilyen csillagok felfedezése saját galaxisunkban volt az, amely meggyőzte Harlow Shapleyt a nagy méretéről.

Az 1920-as évek elején Edwin Hubble felfedezett egy cefeidát a legközelebbinél, és arra a következtetésre jutott, hogy csak egymillió fényévnyire van tőle.

Ma a legjobb becslésünk szerint ez a galaxis 2,54 millió fényévnyire van tőle. Ezért Hubble tévedett. De ez semmiképpen sem von le érdemeiből. Mert még mindig próbáljuk kiszámolni az Androméda távolságát. 2,54 millió év – ez a szám lényegében viszonylag friss számítások eredménye.

Az Univerzum méreteit még most is nehéz elképzelni. Meg tudjuk becsülni, és nagyon jól, de valójában nagyon nehéz pontosan kiszámítani a galaxisok közötti távolságokat. Az univerzum hihetetlenül nagy. És ez nem korlátozódik a mi galaxisunkra.

A Hubble a felrobbanó 1A típusú fényerőt is megmérte. Meglehetősen távoli galaxisokban láthatók, több milliárd fényévnyire. Mivel ezeknek a számításoknak a fényessége kiszámítható, meg tudjuk határozni, hogy milyen távolságra vannak, ugyanúgy, mint a cefeidák esetében. Az 1A típusú szupernóvák és a cefeidák példái annak, amit a csillagászok szabványos gyertyának neveznek.

Az Univerzumnak van még egy olyan tulajdonsága, amely segíthet igazán nagy távolságok mérésében. Ez a vöröseltolódás.

Ha valaha is hallotta egy mentőautó vagy rendőrautó szirénáját elszáguldani mellette, akkor ismeri a Doppler-effektust. Amikor a mentőautó közeledik, a sziréna rikítóbban szól, és amikor eltávolodik, a sziréna ismét elhalványul.

Ugyanez történik a fényhullámokkal, csak kis léptékben. Ezt a változást távoli testek fényspektrumának elemzésével tudjuk kimutatni. Sötét vonalak lesznek ebben a spektrumban, mert az egyes színeket a fényforrásban és a körülötte lévő elemek – például a csillagok felülete – elnyelik.

Minél távolabb vannak tőlünk az objektumok, annál inkább a spektrum vörös vége felé tolódnak el ezek a vonalak. És ez nem csak azért van így, mert a tárgyak távol vannak tőlünk, hanem azért is, mert az Univerzum tágulása miatt idővel el is távolodnak tőlünk. És ha megfigyeljük a fény vöröseltolódását a távoli galaxisokból, akkor valóban bizonyítékul szolgál számunkra, hogy az Univerzum valóban tágul.

Általában, amikor az Univerzum méretéről beszélnek, arra gondolnak az Univerzum helyi töredéke (Univerzum), amely megfigyelésünk számára elérhető.

Ez az úgynevezett megfigyelhető univerzum – az űrnek a Földről látható tartománya.

És mivel az Univerzum körülbelül 13 800 000 000 éves, függetlenül attól, hogy melyik irányba nézünk, olyan fényt látunk, amelynek 13,8 milliárd évbe telt, mire eljutott hozzánk.

Tehát ez alapján logikus azt gondolni, hogy a megfigyelhető Univerzum átmérője 13,8 x 2 = 27 600 000 000 fényév.

De ez nem igaz! Mert idővel a tér tágul. És azok a távoli objektumok, amelyek 13,8 milliárd évvel ezelőtt fényt bocsátottak ki, ez idő alatt még tovább repültek. Ma már több mint 46,5 milliárd fényévnyire vannak tőlünk. Ezt megduplázva 93 milliárd fényévet kapunk.

Így a megfigyelhető univerzum valódi átmérője 93 milliárd fényév. évek.

A megfigyelhető Univerzum háromdimenziós szerkezetének vizuális (gömb alakú) ábrázolása, a mi helyzetünkből (a kör középpontjából) látható.

Fehér vonalak a megfigyelhető Univerzum határait jelzik.
Fényfoltok- Ezek galaxishalmazok - szuperhalmazok - a világűr legnagyobb ismert struktúrái.
Skálasáv: egy osztás felett 1 milliárd fényév, alatta - 1 milliárd parszek.
A mi házunk (a központban) itt a Szűz Szuperhalmaznak nevezett rendszer, amely több tízezer galaxist foglal magában, köztük a miénket, a Tejútrendszert.

A megfigyelhető Univerzum skálájáról vizuálisabb képet ad a következő kép:

Térkép a Föld helyéről a megfigyelhető Univerzumban - nyolc térképből álló sorozat

balról jobbra felső sor: Föld – Naprendszer – Legközelebbi csillagok – Tejút-galaxis, alsó sor: Lokális galaxiscsoport – Szűz-halmaz – Helyi szuperhalmaz – Megfigyelhető univerzum.

Hogy jobban átérezzük és megértsük, milyen kolosszális, földi elképzeléseinkkel össze nem hasonlítható léptékekről beszélünk, érdemes megnézni a diagram kinagyított képe V médianézegető .

Mit mondhatsz az egész Univerzumról? Az egész Univerzum (Univerzum, Metaverzum) mérete feltehetően sokkal nagyobb!

De hogy ez az egész Univerzum milyen és hogyan épül fel, az továbbra is rejtély számunkra...

Mi a helyzet az univerzum középpontjával? A megfigyelhető Univerzumnak van egy középpontja – mi vagyunk! A megfigyelhető Univerzum középpontjában vagyunk, mert a megfigyelhető univerzum egyszerűen a Földről látható térrégió.

És ahogy egy magas toronyból egy kör alakú területet látunk, amelynek középpontja magán a toronynál van, úgy látunk egy olyan térrészt is, amelynek középpontja távol van a megfigyelőtől. Valójában, pontosabban, mindegyikünk a saját megfigyelhető univerzumunk központja.

De ez nem azt jelenti, hogy az egész Univerzum középpontjában vagyunk, ahogyan a torony sem a világ közepe, hanem csak a világ azon darabjának a közepe, amely belőle látható - a horizontig. .

Ugyanez a helyzet a megfigyelhető Univerzummal.

Ha felnézünk az égre, olyan fényt látunk, amely 13,8 milliárd évet utazott el hozzánk olyan helyekről, amelyek már 46,5 milliárd fényévnyire vannak.

Nem látjuk, mi van ezen a horizonton túl.

Utasítás

„Megnyílt a szakadék, tele van csillagokkal; a csillagoknak nincs számuk, a mélységnek van a feneke” – írta egyik versében a briliáns orosz tudós, Mihail Vasziljevics Lomonoszov. Ez az Univerzum végtelenségének költői kijelentése.

A megfigyelhető Univerzum „létezési kora” körülbelül 13,7 milliárd földi év. A „világ pereméről” távoli galaxisokból érkező fény több mint 14 milliárd év alatt éri el a Földet. Kiderült, hogy az Univerzum átmérője kiszámítható, ha körülbelül 13,7-et megszorozunk kettővel, azaz 27,4 milliárd fényévvel. A gömbmodell radiális mérete megközelítőleg 78 milliárd fényév, átmérője pedig 156 milliárd fényév. Ez az amerikai tudósok egyik legújabb verziója, sokéves csillagászati ​​megfigyelések és számítások eredménye.

A megfigyelhető univerzumban 170 milliárd olyan galaxis található, mint a miénk. Úgy tűnik, a miénk egy óriási labda közepén van. A legtávolabbi űrobjektumokból egy - az emberiség szempontjából fantasztikusan ősi - reliktum fény látható. Ha nagyon mélyen behatol a tér-idő rendszerbe, láthatja a Föld fiatalságát.

A Földről megfigyelt világító űrobjektumok korának véges határa van. Kiszámolva a maximális kort, ismerve azt az időt, ami alatt a fény megteszi a távolságot tőlük a Föld felszínéig, és ismerve az állandót, a fénysebességet, az ismert S = Vxt (út = sebesség szorozva idővel) képlettel. az iskolából a tudósok meghatározták a megfigyelhető Univerzum valószínű méreteit.

Az Univerzum háromdimenziós golyó formájában való ábrázolása nem az egyetlen módja annak, hogy az Univerzum modelljét megépítsük. Vannak olyan hipotézisek, amelyek azt sugallják, hogy az Univerzumnak nem három, hanem végtelen számú dimenziója van. Vannak olyan változatok, amelyek szerint, mint egy fészkelő baba, végtelen számú gömb alakú képződményből áll, amelyek egymásba vannak ágyazva, és egymástól bizonyos távolságra vannak egymástól.

Van egy olyan feltételezés, hogy az Univerzum kimeríthetetlen különféle kritériumok és különböző koordinátatengelyek szerint. Az emberek az anyag legkisebb részecskéjét „testnek”, majd „molekulának”, majd „atomnak”, majd „protonnak és elektronnak” tekintették, majd elemi részecskékről kezdtek beszélni, amelyekről kiderült, hogy egyáltalán nem elemiek. , a kvantumokról, a neutrínókról és a kvarkokról... És senki nem ad garanciát arra, hogy az anyag következő szupermikrominirészecskéjében nincs egy másik Univerzum. És fordítva - hogy a látható Univerzum nem csupán a Szuper-Mega-univerzum anyagának mikrorészecskéje, amelynek méreteit senki sem tudja elképzelni és kiszámítani, olyan nagyok.

Valószínűleg azt hiszi, hogy az univerzum végtelen? Talán. Nem valószínű, hogy ezt valaha is biztosan megtudjuk. Nem lesz lehetséges egy pillantással belátni az egész univerzumunkat. Ez a tény egyrészt az „ősrobbanás” koncepciójából következik, amely szerint az univerzumnak úgymond saját születésnapja van, másodsorban pedig abból a posztulátumból, hogy a fénysebesség alapvető állandó. Mára a 13,8 milliárd éves megfigyelhető univerzum minden irányban 46,1 milliárd fényév távolságra tágult. Felmerül a kérdés: mekkora volt az univerzum akkoriban, 13,8 milliárd évvel ezelőtt? Ezt a kérdést valaki Joe Muscarella tette fel nekünk. Íme, amit ír:

„Különböző válaszokat láttam arra a kérdésre, hogy mekkora volt az univerzumunk röviddel a kozmikus infláció időszakának vége után. Az egyik forrás szerint 0,77 centiméter, egy másik szerint akkora, mint egy futballlabda, a harmadik szerint pedig nagyobb, mint a megfigyelhető univerzum mérete. Szóval melyik az? Vagy esetleg valami a kettő között?”

Kontextus

Hogyan formálta a sötét anyag az Univerzumot

Az Új Köztársaság 2015.11.01

Az ősrobbanás és a fekete lyuk

Die Welt 2015.02.27

Hogyan teremtette az Univerzum az embert

Nautilus 2015.01.27 Az elmúlt egy év egyébként éppen arra ad okot, hogy Einsteinről és a téridő lényegéről beszéljünk, ugyanis tavaly ünnepeltük az általános relativitáselmélet századik évfordulóját. Szóval beszéljünk az univerzumról.

Amikor távoli galaxisokat figyelünk meg távcsövön keresztül, meghatározhatjuk néhány paraméterüket, például a következőket:

— vöröseltolódás (azaz mennyivel tolódott el az általuk kibocsátott fény az inerciális vonatkoztatási rendszerhez képest);

— tárgy fényereje (azaz egy távoli tárgy által kibocsátott fény mennyiségének mérése);

— a tárgy szögsugara.

Ezek a paraméterek nagyon fontosak, mert ha ismert a fény sebessége (az egyike azon kevés paramétereknek, amelyeket ismerünk), valamint a megfigyelt objektum fényereje és mérete (ezeket a paramétereket is ismerjük), akkor a tárgy távolsága maga is meghatározható.

Valójában meg kell elégednie az objektum fényerejének és méretének csak hozzávetőleges jellemzőivel. Ha egy csillagász szupernóva-robbanást észlel valamelyik távoli galaxisban, akkor a szomszédságban található többi szupernóva megfelelő paraméterei alapján mérik a fényességet; feltételezzük, hogy a körülmények, amelyek között ezek a szupernóvák kitörtek, hasonlóak, és nincs interferencia a megfigyelő és az űrobjektum között. A csillagászok a következő háromféle tényezőt azonosítják, amelyek meghatározzák a csillag megfigyelését: csillagfejlődés (az objektumok közötti különbség koruktól és távolságuktól függően), exogén tényező (ha a megfigyelt objektumok valós koordinátái jelentősen eltérnek a feltételezettektől) és egy interferencia-tényező (ha például a fény áthaladását interferencia befolyásolja, mint például a por) – és mindezt más, számunkra ismeretlen tényezőkön felül.

A megfigyelt objektum fényességének (vagy méretének) mérésével, a fényesség/távolság arány segítségével meghatározhatja a tárgy távolságát a megfigyelőtől. Sőt, egy objektum vöröseltolódási jellemzőiből meg lehet határozni az univerzum tágulásának mértékét azon idő alatt, ameddig az objektum fénye eléri a Földet. Az anyag-energia és a téridő kapcsolatát felhasználva, amelyet Einstein általános relativitáselmélete magyaráz, figyelembe vesszük az anyag és az energia különböző formáinak minden lehetséges kombinációját, amely jelenleg elérhető a világegyetemben.

De ez még nem minden!

Ha tudja, milyen részekből áll az univerzum, akkor extrapoláció segítségével meghatározhatja a méretét, valamint megtudhatja, mi történt az univerzum fejlődésének bármely szakaszában, és mekkora volt az energiasűrűség akkor. Mint tudják, az univerzum a következő összetevőkből áll:

— 0,01% — sugárzás (fotonok);

- 0,1% - neutrínók (nehezebbek a fotonoknál, de milliószor könnyebbek az elektronoknál);

- 4,9% - közönséges anyagok, beleértve a bolygókat, csillagokat, galaxisokat, gázt, port, plazmát és fekete lyukakat;

- 27% - sötét anyag, i.e. típusa, amely részt vesz a gravitációs kölcsönhatásban, de különbözik a Standard Modell összes részecskéjétől;

— 68% — sötét energia, ami az univerzum tágulását okozza.

Amint látja, a sötét energia fontos dolog, nemrég fedezték fel. Történetének első kilencmilliárd évében az univerzum elsősorban anyagból (a közönséges anyag és a sötét anyag kombinációjából) állt. Az első néhány évezredben azonban a sugárzás (fotonok és neutrínók formájában) még fontosabb építőelem volt, mint az anyag!

Vegye figyelembe, hogy az univerzum ezen összetevőinek (azaz a sugárzásnak, az anyagnak és a sötét energiának) eltérő hatása van a tágulási sebességére. Még ha tudjuk is, hogy az univerzum kiterjedése 46,1 milliárd fényév, tudnunk kell az alkotóelemeinek pontos kombinációját fejlődésének minden szakaszában, hogy kiszámíthassuk a világegyetem méretét a múlt bármely időpontjában.

- amikor az univerzum körülbelül három éves volt, a Tejút átmérője százezer fényév volt;

- amikor a világegyetem egy éves volt, sokkal melegebb és sűrűbb volt, mint most; az átlaghőmérséklet meghaladta a kétmillió Kelvin fokot;

- születése után egy másodperccel az univerzum túl forró volt ahhoz, hogy stabil atommagok képződjenek benne; abban a pillanatban protonok és neutronok lebegtek a forró plazmatengerben. Ráadásul akkoriban az univerzum sugara (ha a Napot vesszük a kör középpontjának) akkora volt, hogy a hozzánk legközelebbi jelenleg létező csillagrendszerek közül csak hét fért bele a leírt körbe, a legtávolabbi amely a Ross 154 lenne (Ross 154 - egy csillag a Nyilas csillagképben, távolság 9,69 fényév a Naptól - kb.);

- amikor az univerzum kora csak a másodperc trilliod része volt, sugara nem haladta meg a Föld és a Nap közötti távolságot; abban a korszakban a világegyetem tágulási sebessége 1029-szer nagyobb volt, mint most.

Ha szeretné, megtekintheti, mi történt az infláció végső szakaszában, azaz az infláció végén. közvetlenül az Ősrobbanás előtt. Az univerzum születésének legkorábbi szakaszában fennálló állapotának leírására használhatjuk a szingularitási hipotézist, de az inflációs hipotézisnek köszönhetően a szingularitás iránti igény teljesen megszűnik. A szingularitás helyett az univerzum nagyon gyors tágulásáról (azaz inflációról) beszélünk, amely egy ideig a forró, sűrű tágulás előtt következik be, amely a jelenlegi univerzum létrejöttét eredményezte. Most térjünk át az univerzum felfújásának végső szakaszára (10 és mínusz 30 – 10 és mínusz 35 másodperc közötti időintervallum). Nézzük meg, mekkora volt az univerzum, amikor megállt az infláció és megtörtént az ősrobbanás.

Itt a világegyetem megfigyelhető részéről beszélünk. A valódi mérete természetesen sokkal nagyobb, de nem tudjuk, hogy mennyi. A legjobb közelítés szerint (a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) adatai és a Planck űrobszervatóriumból származó információk alapján), ha az univerzum meghajlik és összehajlik, akkor annak megfigyelhető része annyira megkülönböztethetetlen a „nem elvetemülttől”. olyan, hogy a teljes sugara legalább 250-szerese legyen a megfigyelt rész sugarának.

Valójában az univerzum akár végtelen kiterjedésű is lehet, hiszen a másodperc utolsó töredékét leszámítva nem tudjuk, hogyan viselkedett az infláció korai szakaszában. De ha arról beszélünk, hogy mi történt az infláció során az univerzum megfigyelhető részén az ősrobbanás előtti legutolsó pillanatban (10 mínusz 30 és 10 mínusz 35 másodperc között), akkor ismerjük az univerzum méretét: 17 között változik. centiméter (10-nél mínusz 35 másodpercnél) és 168 méter (10-nél mínusz 30 másodpercnél).

Mi az a tizenhét centiméter? Ez majdnem akkora, mint egy futballlabda átmérője. Tehát, ha tudni szeretné, hogy az univerzum melyik mérete áll legközelebb a valódihoz, akkor maradjon ennél az ábránál. Mi van, ha egy centiméternél kisebb méreteket feltételezünk? Ez túl kevés; ha azonban figyelembe vesszük a kozmikus mikrohullámú sugárzás által támasztott korlátokat, akkor kiderül, hogy az univerzum tágulása nem érhet véget ilyen magas energiaszinten, és ezért az univerzum méretét, amelyet fentebb említettünk, a legelején. Big Bang” (azaz egy centimétert meg nem haladó méret) kizárva. Ha az univerzum mérete meghaladta a jelenlegit, akkor ebben az esetben van értelme annak egy nem megfigyelhető részének létezéséről beszélni (ami valószínűleg helyes), de ezt a részt nem tudjuk megmérni.

Tehát mekkora volt az univerzum keletkezésének idején? Ha hiszel a leghitelesebb matematikai modelleknek, amelyek leírják az infláció stádiumát, kiderül, hogy az univerzum mérete keletkezésekor valahol egy emberi fej és egy felhőkarcolókkal felépített várostömb között fog ingadozni. És ott, látod, csak körülbelül 13,8 milliárd év telik el – és megjelent az univerzum, amelyben élünk.

A portál egy információs forrás, ahol sok hasznos és érdekes tudáshoz juthat az űrrel kapcsolatban. Mindenekelőtt a mi és a többi Univerzumról, az égitestekről, a fekete lyukakról és a világűr mélyén lévő jelenségekről lesz szó.

Minden létező összességét, az anyagot, az egyes részecskéket és a részecskék közötti teret Univerzumnak nevezzük. A tudósok és asztrológusok szerint az Univerzum életkora körülbelül 14 milliárd év. Az Univerzum látható részének mérete körülbelül 14 milliárd fényévet foglal el. És egyesek azt állítják, hogy az Univerzum több mint 90 milliárd fényévre terjed ki. A nagyobb kényelem érdekében az ilyen távolságok kiszámításakor a parszek értéket szokás használni. Egy parszek 3,2616 fényévnek felel meg, vagyis a parszek az a távolság, amelyen át a Föld pályájának átlagos sugarát egy ívmásodperces szögben tekintjük.

Ezekkel a mutatókkal felvértezve kiszámíthatja a kozmikus távolságot egyik objektumtól a másikig. Például a bolygónk és a Hold távolsága 300 000 km, vagyis 1 fénymásodperc. Következésképpen ez a távolság a Naptól 8,31 fénypercre nő.

A történelem során az emberek megpróbáltak megfejteni az űrrel és az univerzummal kapcsolatos rejtélyeket. A portálon található cikkekben nemcsak az Univerzumról, hanem a tanulmányozásának modern tudományos megközelítéseiről is tájékozódhat. Minden anyag a legfejlettebb elméleteken és tényeken alapul.

Meg kell jegyezni, hogy az Univerzum számos, az emberek által ismert objektumot tartalmaz. Közülük a legismertebbek a bolygók, csillagok, műholdak, fekete lyukak, aszteroidák és üstökösök. Jelenleg leginkább a bolygókról van szó, hiszen az egyiken élünk. Egyes bolygóknak saját műholdaik vannak. Tehát a Földnek saját műholdja van - a Hold. Bolygónk mellett még 8 kering a Nap körül.

Sok csillag van az űrben, de mindegyik különbözik egymástól. Különböző hőmérsékletűek, méretűek és fényerősségük van. Mivel minden csillag különböző, a következőképpen osztályozzuk őket:

fehér törpék;

Óriások;

Supergiants;

Neutroncsillagok;

kvazárok;

Pulzárok.

Az általunk ismert legsűrűbb anyag az ólom. Egyes bolygókon anyaguk sűrűsége több ezerszer nagyobb lehet, mint az ólom sűrűsége, ami sok kérdést vet fel a tudósok számára.

Minden bolygó a Nap körül kering, de az sem áll meg. A csillagok halmazokká gyülekezhetnek, amelyek viszont szintén egy számunkra még ismeretlen központ körül keringenek. Ezeket a halmazokat galaxisoknak nevezzük. Galaxisunkat Tejútnak hívják. Az összes eddig végzett tanulmány azt mutatja, hogy a galaxisok által létrehozott anyag nagy része eddig láthatatlan az ember számára. Emiatt sötét anyagnak nevezték.

A galaxisok központjait tartják a legérdekesebbnek. Egyes csillagászok úgy vélik, hogy a galaxis lehetséges középpontja egy fekete lyuk. Ez egy egyedülálló jelenség, amely egy csillag evolúciójának eredményeként jött létre. De egyelőre ezek mind csak elméletek. Kísérletek végzése vagy ilyen jelenségek tanulmányozása még nem lehetséges.

Az Univerzum a galaxisokon kívül ködöket (gázból, porból és plazmából álló csillagközi felhőket), az Univerzum teljes terét átható kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást és sok más kevéssé ismert, sőt teljesen ismeretlen objektumot is tartalmaz.

Az Univerzum éterének keringése

Az anyagi jelenségek szimmetriája és egyensúlya a természetben a szerkezeti szerveződés és kölcsönhatás fő elve. Sőt, minden formában: csillagplazmában és anyagban, világban és felszabadult éterekben. Az ilyen jelenségek lényege kölcsönhatásaikban és átalakulásaikban rejlik, amelyek többségét a láthatatlan éter képviseli. Reliktum sugárzásnak is nevezik. Ez egy mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás, amelynek hőmérséklete 2,7 K. A vélemény szerint ez a vibráló éter az alapvető alapja mindennek, ami betölti az Univerzumot. Az éter eloszlásának anizotrópiája a láthatatlan és látható tér különböző területein történő mozgásának irányaival és intenzitásával függ össze. A tanulmányozás és kutatás nehézségei teljesen összevethetők a gázokban, plazmákban és folyadékokban zajló turbulens folyamatok tanulmányozásának nehézségeivel.

Miért hiszi sok tudós, hogy az Univerzum többdimenziós?

A laboratóriumokban és magában az űrben végzett kísérletek után olyan adatok születtek, amelyekből feltételezhető, hogy olyan Univerzumban élünk, amelyben bármely objektum elhelyezkedése idővel és három térbeli koordinátával jellemezhető. Emiatt felmerül az a feltételezés, hogy az Univerzum négydimenziós. Egyes tudósok azonban az elemi részecskék és a kvantumgravitáció elméleteit kidolgozva arra a következtetésre juthatnak, hogy a nagyszámú dimenzió létezése egyszerűen szükséges. Az Univerzum egyes modelljei nem zárnak ki akár 11 dimenziót sem.

Figyelembe kell venni, hogy egy többdimenziós Univerzum létezése nagy energiájú jelenségekkel – fekete lyukak, ősrobbanás, kitörések – lehetséges. Legalábbis ez a vezető kozmológusok egyik ötlete.

A táguló Univerzum modellje az általános relativitáselméletre épül. Javasolták a vöröseltolódás szerkezetének megfelelő magyarázatát. A terjeszkedés az ősrobbanással egy időben kezdődött. Állapotát egy felfújt gumilabda felülete szemlélteti, amelyre pontok - extragalaktikus tárgyak - kerültek. Amikor egy ilyen golyót felfújnak, minden pontja eltávolodik egymástól, helyzettől függetlenül. Az elmélet szerint az Univerzum korlátlanul tágulhat, vagy összehúzódhat.

Az Univerzum barioni aszimmetriája

Az elemi részecskék számának jelentős növekedését az Univerzumban megfigyelt antirészecskék teljes számához viszonyítva barion aszimmetriának nevezzük. A barionok neutronokat, protonokat és néhány más rövid életű elemi részecskét tartalmaznak. Ez az aránytalanság a megsemmisülés korszakában következett be, mégpedig három másodperccel az Ősrobbanás után. Eddig a pontig a barionok és az antibarionok száma megfelelt egymásnak. Az elemi antirészecskék és részecskék tömeges megsemmisülése során többségük párokká egyesült és eltűnt, ezáltal elektromágneses sugárzást generálva.

Age of the Universe a portál honlapján

A modern tudósok úgy vélik, hogy Univerzumunk körülbelül 16 milliárd éves. Becslések szerint a minimális életkor 12-15 milliárd év lehet. A minimumot taszítják Galaxisunk legrégebbi csillagai. Valódi korát csak a Hubble-törvény segítségével lehet meghatározni, de a valódi nem azt jelenti, hogy pontos.

Láthatósági horizont

Láthatósági horizontnak nevezzük azt a gömböt, amelynek sugara megegyezik a fény által az Univerzum teljes fennállása alatt megtett távolsággal. A horizont létezése egyenesen arányos az Univerzum tágulásával és összehúzódásával. Friedman kozmológiai modellje szerint az Univerzum körülbelül 15-20 milliárd évvel ezelőtt kezdett tágulni egyedülálló távolságból. A fény a táguló Univerzumban mindvégig egy maradék távolságot tesz meg, nevezetesen 109 fényévet. Emiatt minden megfigyelő a t0 pillanatban a tágulási folyamat megkezdése után csak egy gömb által határolt kis részét tudja megfigyelni, amely abban a pillanatban I sugarú. Azok a testek és tárgyak, amelyek ebben a pillanatban ezen a határon túl vannak, elvileg nem megfigyelhető. A róluk visszaverődő fénynek egyszerűen nincs ideje elérni a megfigyelőt. Ez még akkor sem lehetséges, ha a fény a tágulási folyamat kezdetekor jött ki.

A korai Univerzumban bekövetkezett abszorpció és szóródás miatt a fotonok a nagy sűrűség miatt nem tudtak szabad irányba terjedni. Ezért a megfigyelő csak azt a sugárzást képes észlelni, amely az Univerzum sugárzás számára átlátszó korszakában jelent meg. Ezt a korszakot a t»300.000 év idő, az anyag sűrűsége r»10-20 g/cm3 és a hidrogénrekombináció pillanata határozza meg. A fentiekből az következik, hogy minél közelebb van a forrás a galaxisban, annál nagyobb lesz a vöröseltolódás értéke.

Nagy durranás

A világegyetem keletkezésének pillanatát ősrobbanásnak nevezik. Ez a koncepció azon a tényen alapul, hogy kezdetben volt egy pont (szingularitási pont), amelyben minden energia és minden anyag jelen volt. A jellemző alapjának a nagy anyagsűrűséget tekintik. Hogy mi történt e szingularitás előtt, nem ismert.

Az 5*10-44 másodperc (az 1. időkvantum végének pillanatában) bekövetkezett eseményekről és körülményekről nincs pontos információ. A korszak fizikai vonatkozásaiban csak azt lehet feltételezni, hogy akkor a hőmérséklet körülbelül 1,3 * 1032 fok volt, az anyagsűrűség körülbelül 1096 kg/m3. Ezek az értékek a meglévő ötletek alkalmazásának határai. A gravitációs állandó, a fénysebesség, a Boltzmann- és a Planck-állandó kapcsolata miatt jelennek meg, és „Planck-állandóknak” nevezik.

Azok az események, amelyek 5*10-44 és 10-36 másodperchez kapcsolódnak, az „inflációs Univerzum” modelljét tükrözik. A 10-36 másodperces pillanatot „forró Univerzum” modellnek nevezik.

Az 1-3 és 100-120 másodperc közötti időszakban héliummagok és más könnyű kémiai elemek kis számú magja keletkeztek. Ettől a pillanattól kezdve kialakult egy arány a gázban: hidrogén 78%, hélium 22%. Egymillió év előtt az Univerzum hőmérséklete 3000-45000 K-re kezdett csökkenni, és elkezdődött a rekombináció korszaka. Korábban a szabad elektronok kezdtek egyesülni könnyű protonokkal és atommagokkal. Hélium és hidrogén atomok, valamint kis számú lítium atomok kezdtek megjelenni. Az anyag átlátszóvá vált, és a ma is megfigyelhető sugárzást lekapcsolták róla.

Az Univerzum létezésének következő milliárd évét a hőmérséklet 3000-45000 K-ről 300 K-re való csökkenése jellemezte. A tudósok ezt az időszakot az Univerzum számára „sötét korszaknak” nevezték, mivel még nem voltak elektromágneses sugárzási források. megjelent. Ugyanebben az időszakban a gravitációs erők hatására a kezdeti gázok keverékének heterogenitása sűrűbbé vált. Miután ezeket a folyamatokat számítógépen szimulálták, a csillagászok észrevették, hogy ez visszafordíthatatlanul a Nap tömegét milliószorosára meghaladó óriáscsillagok megjelenéséhez vezetett. Mivel olyan hatalmasak voltak, ezek a csillagok hihetetlenül magas hőmérsékletre hevültek, és több tízmillió év alatt fejlődtek ki, majd szupernóvaként robbantak fel. Az ilyen csillagok felülete magas hőmérsékletre hevítve erős ultraibolya sugárzást hozott létre. Így elkezdődött a reionizáció időszaka. Az ilyen jelenségek hatására létrejövő plazma erősen szórni kezdte az elektromágneses sugárzást spektrális rövidhullámú tartományaiban. Bizonyos értelemben az Univerzum sűrű ködbe kezdett merülni.

Ezek a hatalmas csillagok lettek a lítiumnál sokkal nehezebb kémiai elemek első forrásai az Univerzumban. Megkezdődtek a 2. generációs űrobjektumok, amelyek ezen atomok magjait tartalmazták. Ezeket a csillagokat nehéz atomok keverékéből kezdték létrehozni. Az intergalaktikus és csillagközi gázok legtöbb atomjának ismételt típusú rekombinációja következett be, ami viszont az elektromágneses sugárzás térének új átlátszóságát eredményezte. Az Univerzum pontosan azzá vált, amit most megfigyelhetünk.

Az Univerzum megfigyelhető szerkezete a portálon

A megfigyelt rész térben inhomogén. A legtöbb galaxishalmaz és az egyes galaxisok sejtes vagy méhsejt szerkezetét alkotják. Néhány megaparszek vastag sejtfalat építenek. Ezeket a sejteket "üreseknek" nevezik. Nagy méret, több tíz megaparszek jellemzik őket, ugyanakkor nem tartalmaznak elektromágneses sugárzású anyagokat. Az űr az Univerzum teljes térfogatának körülbelül 50%-át teszi ki.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete