В космологията все още няма ясен отговор на въпроса, който засяга възрастта, формата и размера на Вселената, както и няма консенсус относно нейната крайност. Защото ако Вселената е крайна, тогава тя трябва или да се свива, или да се разширява. В случай, че е безкраен, много предположения губят смисъла си.

Още през 1744 г. астрономът J.F. Шезо беше първият, който се усъмни, че Вселената

Безкрайно: в края на краищата, ако броят на звездите няма граници, тогава защо небето не блести и защо е тъмно? През 1823 г. Г. Олбес аргументира съществуването на границите на Вселената с факта, че светлината, идваща на Земята от далечни звезди, трябва да стане по-слаба поради поглъщане от веществото, което се намира на пътя им. Но в този случай самото това вещество трябва да се нагрява и да свети не по-лошо от всяка звезда. намери своето потвърждение в съвременната наука, който твърди, че вакуумът е "нищо", но в същото време има реален физични свойства. Разбира се, абсорбцията от вакуум води до повишаване на неговата температура, което води до факта, че вакуумът се превръща във вторичен източник на радиация. Следователно, в случай, че измеренията на Вселената наистина са безкрайни, тогава светлината на звездите, които са достигнали ограниченото разстояние, има толкова силно червено отместване, че започва да се слива с фоновото (вторично) лъчение на вакуума.

В същото време можем да кажем, че наблюдаваните от човечеството са крайни, тъй като самото Разстояние от 24 Gigaparsex е крайно и е границата на светлия космически хоризонт. Въпреки това, поради факта, че се увеличава, краят на Вселената е на разстояние от 93 милиарда

Повечето важен резултаткосмологията беше фактът за разширяването на Вселената. Той е получен от наблюдения на червено отместване и след това количествено определен според закона на Хъбъл. Това накара учените да заключат, че теорията за Големия взрив се потвърждава. Според НАСА,

които са получени с помощта на WMAP, като се започне от момента на Големия взрив, се равнява на 13,7 милиарда години. Този резултат обаче е възможен само ако приемем, че моделът, който е в основата на анализа, е правилен. При използване на други методи за оценка се получават напълно различни данни.

Докосвайки се до структурата на Вселената, не може да не се каже за нейната форма. Досега не е открита тази триизмерна фигура, която да представя най-добре нейния образ. Тази трудност се дължи на факта, че все още не се знае точно дали Вселената е плоска. Вторият аспект е свързан с факта, че не се знае със сигурност за множествената му връзка. Съответно, ако размерите на Вселената са пространствено ограничени, тогава при движение по права линия и във всяка посока може да се окаже в началната точка.

Както виждаме, технологичният прогрес все още не е достигнал нивото, за да отговори точно на въпросите относно възрастта, структурата и размера на Вселената. Досега много теории в космологията не са потвърдени, но и не са опровергани.

Сайтът на портала е информационен ресурс, където можете да получите много полезни и интересни знания, свързани с Космоса. Преди всичко ще говорим за нашата и други Вселени, за небесни тела, черни дупки и явления в дълбините на космоса.

Съвкупността от всичко съществуващо, материя, отделни частици и пространството между тези частици се нарича Вселена. Според учени и астролози възрастта на Вселената е приблизително 14 милиарда години. Размерът на видимата част от Вселената е около 14 милиарда светлинни години. И някои твърдят, че Вселената се простира на над 90 милиарда светлинни години. За по-голямо удобство при изчисляване на такива разстояния е обичайно да се използва стойността на парсек. Един парсек е равен на 3,2616 светлинни години, тоест парсек е разстоянието, на което се гледа средният радиус на земната орбита под ъгъл от една дъгова секунда.

Въоръжени с тези индикатори, можете да изчислите космическото разстояние от един обект до друг. Например разстоянието от нашата планета до Луната е 300 000 км или 1 светлинна секунда. Следователно това разстояние до Слънцето се увеличава до 8,31 светлинни минути.

През цялата си история хората са се опитвали да разрешат мистериите, свързани с Космоса и Вселената. В статиите на сайта на портала можете да научите не само за Вселената, но и за съвременните научни подходи към нейното изследване. Целият материал се основава на най-модерните теории и факти.

Трябва да се отбележи, че Вселената включва голямо число познато на хоратаразлични предмети. Най-широко известни сред тях са планети, звезди, спътници, черни дупки, астероиди и комети. Планетите са най-разбираеми в момента, тъй като ние живеем на една от тях. Някои планети имат свои собствени луни. И така, Земята има свой собствен спътник - Луната. Освен нашата планета има още 8, които се въртят около слънцето.

В Космоса има много звезди, но всяка от тях не е подобна една на друга. Те имат различни температури, размери и яркост. Тъй като всички звезди са различни, те се класифицират, както следва:

бели джуджета;

Гиганти;

Свръхгиганти;

неутронни звезди;

квазари;

Пулсари.

Най-плътното вещество, познато ни, е олово. При някои планети плътността на собственото им вещество може да бъде хиляди пъти по-голяма от плътността на оловото, което поставя много въпроси пред учените.

Всички планети се въртят около слънцето, но то също не стои неподвижно. Звездите могат да се събират в клъстери, които от своя страна също се въртят около център, който все още не ни е известен. Тези купове се наричат ​​галактики. Нашата галактика се нарича Млечния път. Всички проучвания, проведени до момента, показват това повечето отматерията, която галактиките създават, досега е невидима за хората. Поради това е наречена тъмна материя.

Центровете на галактиките се считат за най-интересни. Някои астрономи смятат, че черната дупка е възможният център на галактиката. Това е уникален феномен, образуван в резултат на еволюцията на звезда. Но засега това са само теории. Провеждане на експерименти или изследвания подобни явлениядосега невъзможно.

В допълнение към галактиките, Вселената съдържа мъглявини (междузвездни облаци, състоящи се от газ, прах и плазма), реликтово излъчване, което прониква в цялото пространство на Вселената, и много други малко познати и дори общо неизвестни обекти.

Циркулацията на етера на Вселената

Симетрията и балансът на материалните явления е основният принцип на структурната организация и взаимодействието в природата. Освен това във всички форми: звездна плазма и материя, свят и освободени етери. Цялата същност на подобни явления се състои в техните взаимодействия и трансформации, повечето от които са представени от невидимия етер. Нарича се още реликтово излъчване. Това е микровълново космическо фоново излъчване с температура 2,7 К. Има мнение, че именно този осцилиращ етер е основната основа за всичко, което изпълва Вселената. Анизотропията на разпределението на етера е свързана с посоките и интензивността на неговото движение в различни области на невидимото и видимото пространство. Цялата трудност на изучаването и изследването е сравнима с трудностите при изучаването на турбулентните процеси в газове, плазма и течности на материята.

Защо много учени смятат, че Вселената е многоизмерна?

След провеждане на експерименти в лаборатории и в самия Космос бяха получени данни, от които може да се предположи, че живеем във Вселена, в която местоположението на всеки обект може да се характеризира с време и три пространствени координати. Поради това възниква предположението, че Вселената е четириизмерна. Въпреки това, някои учени, развиващи теории за елементарните частици и квантовата гравитация, могат да стигнат до заключението, че съществуването на голям брой измерения е просто необходимо. Някои модели на Вселената не изключват такъв брой като 11 измерения.

Трябва да се отбележи, че съществуването многоизмерна вселенаможе би с високоенергийни явления - черни дупки, голям взрив, изблици. Поне това е една от идеите на водещи космолози.

Моделът на разширяващата се Вселена се основава на общата теория на относителността. Беше предложено да се обясни адекватно структурата на червено отместване. Разширяването започва едновременно с Големия взрив. Състоянието му се илюстрира от повърхността на надута гумена топка, върху която са нанесени точки - извънгалактически обекти. Когато такъв балон се надуе, всичките му точки се отдалечават една от друга, независимо от позицията. Според теорията Вселената може да се разширява неограничено или да се свива.

Барионна асиметрия на Вселената

Значителното увеличение на броя на елементарните частици, наблюдавано във Вселената над целия брой античастици, се нарича барионна асиметрия. Бариони включват неутрони, протони и някои други краткоживеещи елементарни частици. Тази диспропорция се случи в ерата на унищожението, а именно три секунди след Големия взрив. До този момент броят на бариони и антибариони съответстват един на друг. По време на масовото унищожаване на елементарни античастици и частици, повечето от тях се сдвояват и изчезват, като по този начин предизвикват електромагнитно излъчване.

Възрастта на Вселената на сайта на портала

Съвременните учени смятат, че нашата Вселена е на около 16 милиарда години. Според оценките минималната възраст може да бъде 12-15 милиарда години. Минимумът се отблъсква от най-старите звезди в нашата галактика. Неговата реална възраст може да се определи само с помощта на закона на Хъбъл, но реалната не означава точна.

хоризонт на видимост

Сфера с радиус, равен на разстоянието, което светлината изминава през цялото съществуване на Вселената, се нарича неин хоризонт на видимост. Съществуването на хоризонта е право пропорционално на разширяването и свиването на Вселената. Според космологичния модел на Фридман Вселената започва да се разширява от изключително разстояние преди около 15-20 милиарда години. За цялото време светлината изминава остатъчно разстояние в разширяващата се вселена, а именно 109 светлинни години. Поради това всеки наблюдател на момента t0 след началото на процеса на разширяване може да види само малка част, ограничена от сфера, която в този момент има радиус I. Тези тела и обекти, които в този момент са извън тази граница са по принцип не се наблюдава. Отразената от тях светлина просто няма време да достигне до наблюдателя. Това не е възможно дори ако светлината е изгаснала в момента, в който е започнал процесът на разширяване.

Поради поглъщането и разсейването в ранната Вселена, като се има предвид високата плътност, фотоните не можеха да се разпространяват в свободна посока. Следователно, наблюдателят е в състояние да фиксира само излъчването, което се е появило в ерата на Вселената, прозрачна за радиация. Тази епоха се определя от времето t»300 000 години, плътността на материята r»10-20 g/cm3 и момента на рекомбинация на водорода. От всичко казано по-горе следва, че колкото по-близо е източникът в галактиката, толкова по-голямо ще бъде червеното отместване за него.

Голям взрив

Моментът, в който е започнала Вселената, се нарича Големият взрив. Тази концепция се основава на факта, че първоначално е имало точка (точка на сингулярност), в която е присъствала цялата енергия и цялата материя. Основата на характеристиката се счита за висока плътност на материята. Какво се е случило преди тази сингулярност, не е известно.

По отношение на събитията и състоянията, настъпили преди настъпването на момента 5 * 10-44 секунди (моментът на края на 1-вия квант на времето), няма точна информация. Във физически план на онази епоха може само да се предположи, че тогава температурата е била приблизително 1,3 * 1032 градуса с плътност на материята приблизително 1096 kg / m 3. Тези стойности са ограничаващи за прилагането на съществуващи идеи. Те се появяват поради съотношението на гравитационната константа, скоростта на светлината, константите на Болцман и Планк и се наричат ​​"Планк".

Тези събития, които са свързани с 5 * 10-44 до 10-36 секунди, отразяват модела на "инфлационна Вселена". Моментът от 10-36 секунди се приписва на модела "гореща вселена".

В периода от 1-3 до 100-120 секунди се образуват хелиеви ядра и малък брой ядра на останалите бели дробове химични елементи. От този момент в газа започва да се установява съотношението - водород 78%, хелий 22%. Преди един милион години температурата във Вселената започва да пада до 3000-45000 K, започва ерата на рекомбинация. Преди това свободните електрони започнаха да се комбинират с леки протони и атомни ядра. Започнаха да се появяват хелиеви атоми, водородни атоми и малък брой литиеви атоми. Стана прозрачно вещество, а наблюдаваното до момента излъчване се е откъснало от него.

Следващите милиард години от съществуването на Вселената бяха белязани от понижаване на температурата от 3000-45000 K до 300 K. Учените нарекоха този период за Вселената „Тъмната епоха“ поради факта, че все още няма източници на електромагнитно излъчване се появи. През същия период нехомогенностите на оригиналните газови смеси са уплътнени поради действието на гравитационните сили. След като симулираха тези процеси на компютър, астрономите видяха, че това необратимо води до появата на гигантски звезди, надвишаващи масата на Слънцето милиони пъти. Поради толкова голяма маса тези звезди са били нагрети до невъобразимо високи температури и еволюирали за период от десетки милиони години, след което експлодирали като свръхнови. Нагрявайки се до високи температури, повърхностите на такива звезди създават силни потоци ултравиолетова радиация. Така започва период на реионизация. Плазмата, която се образува в резултат на подобни явления, започва силно да разсейва електромагнитното излъчване в своите спектрални късовълнови диапазони. В известен смисъл Вселената започна да потъва в гъста мъгла.

Тези огромни звезди станаха първите източници във Вселената на химически елементи, които са много по-тежки от лития. Започват да се образуват космически обекти от 2-ро поколение, които съдържат ядрата на тези атоми. Тези звезди започнаха да се образуват от смеси от тежки атоми. Получи се повтарящ се тип рекомбинация на повечето атоми на междугалактически и междузвездни газове, което от своя страна доведе до нова прозрачност на пространството за електромагнитно излъчване. Вселената стана точно това, което можем да наблюдаваме сега.

Наблюдаваната структура на Вселената на уебсайта на портала

Наблюдаваната част е пространствено нехомогенна. Повечето купове от галактики и отделни галактики образуват нейната клетъчна или пчелна пита структура. Те изграждат клетъчни стени с дебелина няколко мегапарсека. Тези клетки се наричат ​​"кухини". Характеризират се с големи размери, десетки мегапарсека, и в същото време не съдържат материя с електромагнитно излъчване. Около 50% от общия обем на Вселената се пада на дела на "празнините".

Инструкция

„Пропастта се отвори, пълна със звезди; няма звезди, бездната е дъното “, пише блестящият руски учен Михаил Василиевич Ломоносов в едно от стихотворенията си. Това е поетическото твърдение за безкрайността на Вселената.

Възрастта на "съществуване" на наблюдаваната Вселена е около 13,7 милиарда земни години. На светлината, която идва от далечни галактики "от края на света", са необходими повече от 14 милиарда години, за да достигне Земята. Оказва се, че диаметралните размери на Вселената могат да бъдат изчислени, ако приблизително 13,7 се умножи по две, тоест 27,4 милиарда светлинни години. Радиалният размер на сферичния модел е приблизително 78 милиарда светлинни години, а диаметърът е 156 милиарда светлинни години. Това е едно от най-новите версииАмерикански учени, резултат от многогодишни астрономически наблюдения и изчисления.

В наблюдаваната вселена като нашата има 170 милиарда галактики. Нашият сякаш е в центъра на гигантска топка. Реликтовата светлина се вижда от най-далечните космически обекти - фантастично древни от гледна точка на човечеството. Ако отидете много дълбоко в системата пространство-време, можете да видите младостта на планетата Земя.

Има ограничена възрастова граница за светещи космически обекти, наблюдавани от Земята. Компютърни възрастова граница, знаейки времето, необходимо на светлината да измине разстоянието от тях до повърхността на Земята, и знаейки константата, скоростта на светлината, използвайки известната от училище формула S = Vxt (път = скорост, умножена по времето), учените определи вероятния размер на наблюдаваната Вселена.

Представянето на Вселената под формата на триизмерна топка не е единственият начин за изграждане на модел на Вселената. Има хипотези, които предполагат, че Вселената има не три, а безкраен брой измерения. Има версии, че като вложена кукла се състои от безкраен брой сферични образувания, вложени една в друга и отделени една от друга.

Има предположение, че Вселената е неизчерпаема според различни критерии и различни координатни оси. Хората смятаха, че „телцето” е най-малката частица материя, след това „молекулата”, след това „атомът”, след това „протоните и електроните”, след това започнаха да говорят за елементарни частици, което се оказа съвсем не елементарно, за кванти, неутрино и кварки... И никой не може да гарантира, че друга Вселена не е вътре в следващата супермикро-частица материя. И обратното – че видимата Вселена не е само микрочастица от материята на Супер-Мега-Вселената, чиито размери никой дори не може да си представи и изчисли, те са толкова големи.

0 👁 1 360

Мащабът на космоса е трудно да си представим и още по-трудно да се определи точно. Но благодарение на гениалните прозрения на физиците, смятаме, че имаме добра представа колко голям е космосът. „Да се ​​разходим“ – такава покана е отправена от американския астроном Харлоу Шапли пред публика във Вашингтон, окръг Колумбия, през 1920 г. Той участва в т. нар. Голям дебат в мащаба на Вселената, заедно с колегата си Хебър Къртис.

Шапли вярваше, че нашата галактика е с 300 000 диаметър. Това е три пъти повече, отколкото си мислят сега, но за онова време измерванията бяха доста добри. По-специално, той изчисли общо правилните пропорционални разстояния в рамките на Млечния път - нашата позиция спрямо центъра, например.

В началото на 20-ти век обаче 300 000 светлинни години изглеждаха някак абсурдни на много от съвременниците на Шепли. Голям брой. И идеята, че други като Млечния път - които се виждаха в - са също толкова големи, като цяло не се приемаше сериозно.

Да, и самият Шапли вярваше, че Млечният път трябва да бъде специален. „Дори и спиралите да присъстват, те не са сравними по размер с нашата звездна система“, каза той на своите слушатели.

Къртис не се съгласи. Той мислеше и с право, че във Вселената има много други галактики, разпръснати като нашата. Но отправната му точка беше предположението, че Млечният път е много по-малък, отколкото Шепли изчисли. Според изчисленията на Къртис, Млечният път е бил с диаметър само 30 000 светлинни години - или три пъти по-малък, отколкото показват съвременните изчисления.

Три пъти повече, три пъти по-малко - говорим за толкова огромни разстояния, че е напълно разбираемо, че астрономите, които са мислили по тази тема преди сто години, може да са толкова погрешни.

Днес сме почти сигурни, че Млечният път е някъде между 100 000 и 150 000 светлинни години. Наблюдаваната вселена, разбира се, е много по-голяма. Смята се, че диаметърът му е 93 милиарда светлинни години. Но защо такава увереност? Как изобщо можеш да измериш нещо подобно с ?

Откакто Коперник обяви, че Земята не е център, ние винаги сме се борили да пренапишем идеите си за това какво е Вселената - и особено колко голяма може да бъде. Дори днес, както ще видим, ние събираме нови доказателства, че цялата вселена може да е много по-голяма, отколкото наскоро смятахме.

Кейтлин Кейси, астроном от Тексаския университет в Остин, изучава Вселената. Тя казва, че астрономите са разработили набор от гениални инструменти и системи за измерване, за да изчислят не само разстоянието от Земята до други тела в нашата слънчева система, но и пролуките между галактиките и дори до самия край на наблюдаваната вселена.

Стъпките за измерване на всичко това преминават през скалата на разстоянията в астрономията. Първата стъпка от този мащаб е доста проста и разчита на съвременните технологии в наши дни.

„Можем просто да отразим радиовълните от най-близките в Слънчевата система, като и , и да измерим времето, необходимо на тези вълни, за да се върнат на Земята“, казва Кейси. "По този начин измерванията ще бъдат много точни."

Големите радиотелескопи като тези в Пуерто Рико могат да свършат работата, но могат и повече. Аресибо, например, може да открие летене около нас слънчева системаи дори създават изображения от тях, в зависимост от това как радиовълните се отразяват от повърхността на астероида.

Но използването на радиовълни за измерване на разстояния извън нашата слънчева система е непрактично. Следващата стъпка в тази космическа скала е измерването на паралакса. Правим го през цялото време, без дори да го осъзнаваме. Хората, както много животни, интуитивно разбират разстоянието между себе си и обектите, благодарение на факта, че имаме две очи.

Ако държите предмет пред себе си - ръка, например - и го погледнете с едно отворено око, а след това превключите на другото око, ще видите как ръката ви се движи леко. Това се нарича паралакс. Разликата между тези две наблюдения може да се използва за определяне на разстоянието до обекта.

Нашите мозъци правят това естествено с информация от двете очи, а астрономите правят същото с близките звезди, само използвайки различно сетиво: телескопи.

Представете си две очи, плаващи в космоса, от двете страни на нашето Слънце. Благодарение на орбитата на Земята, ние имаме тези очи и можем да наблюдаваме изместването на звездите спрямо обекти на заден план, използвайки този метод.

„Ние измерваме позицията на звездите в небето, да речем, през януари, а след това чакаме шест месеца и измерваме позицията на същите звезди през юли, когато сме от другата страна на Слънцето“, казва Кейси.

Въпреки това, има праг, отвъд който обектите са вече толкова далеч - около 100 светлинни години - че наблюдаваното изместване е твърде малко, за да осигури полезно изчисление. На това разстояние все още ще сме далеч от ръба на нашата собствена галактика.

Следващата стъпка е инсталирането на основната последователност. Той разчита на нашите познания за това как звездите с определен размер - известни като звезди от главна последователност - се развиват с течение на времето.

Първо, те променят цвета си, като с възрастта стават по-червени. Чрез прецизно измерване на техния цвят и яркост и след това сравняване на това с това, което е известно за разстоянието до звездите от главната последователност, което се измерва чрез метода на тригонометричния паралакс, можем да оценим позицията на тези по-далечни звезди.

Принципът зад тези изчисления е, че звездите със същата маса и възраст биха ни изглеждали еднакво ярки, ако бяха на същото разстояние от нас. Но тъй като това често не е така, можем да използваме разликата в измерванията, за да разберем колко далеч са всъщност.

Звездите с основната последователност, които се използват за този анализ, се считат за една от " стандартни свещи"- тела, чийто размер (или яркост) можем да изчислим математически. Тези свещи са разпръснати из космоса и осветяват вселената по предвидим начин. Но звездите от главната последователност не са единствените примери.

Това разбиране за това как яркостта е свързана с разстоянието ни позволява да разберем разстоянията до още по-далечни обекти, като звезди в други галактики. Подходът на основната последователност вече няма да работи, защото светлината от тези звезди - които са на милиони светлинни години, ако не и повече - е трудно да се анализира точно.

Но през 1908 г. учен на име Хенриета Суон Лийвит от Харвард направи фантастично откритие, което ни помогна да измерим и тези колосални разстояния. Суон Лийвит разбра, че има специален клас звезди -.

„Тя забеляза, че определен тип звезда променя яркостта си с течение на времето и тази промяна в яркостта, в пулсацията на тези звезди, е пряко свързана с това колко ярки са те по природа“, казва Кейси.

С други думи, повече ярка звездаклас цефеиди ще "пулсира" по-бавно (в продължение на много дни) от по-слаба цефеида. Тъй като астрономите могат доста лесно да измерват пулса на цефеида, те могат да кажат колко ярка е звездата. След това, като наблюдават колко светъл ни изглежда, те могат да изчислят разстоянието му.

Този принцип е подобен на подхода основна последователноств смисъл, че ключът е яркостта. Важното обаче е, че разстоянието може да се измерва по различни начини. И колкото повече начини имаме да измерваме разстоянията, толкова по-добре можем да разберем истинския мащаб на нашия космически заден двор.

Именно откриването на такива звезди в нашата собствена галактика убеди Харлоу Шепли в големия й размер.

В началото на 20-те години на миналия век Едуин Хъбъл открива най-близката цефеида и стига до заключението, че тя е само на милион светлинни години.

Днес, според най-добрата ни оценка, тази галактика е на 2,54 милиона светлинни години от нас. Значи Хъбъл грешеше. Но това не омаловажава неговите заслуги. Защото все още се опитваме да изчислим разстоянието до Андромеда. 2,54 милиона години всъщност са резултат от сравнително скорошни изчисления.

Дори сега е трудно да си представим мащабите на Вселената. Можем да го оценим и то много добре, но всъщност е много трудно да се изчислят точно разстоянията между галактиките. Вселената е невероятно голяма. И нашата галактика не е ограничена.

Хъбъл също измерва яркостта на експлозия - тип 1А. Те могат да се видят в доста далечни галактики, отдалечени на милиарди светлинни години. Тъй като яркостта на тези изчисления може да бъде изчислена, можем да определим колко далеч са те, както направихме с цефеидите. Свръхновите от тип 1А и цефеидите са примери за това, което астрономите наричат ​​стандартни свещи.

Има още една характеристика на Вселената, която може да ни помогне да измерваме наистина големи разстояния. Това е червено изместване.

Ако сирената на линейка или полицейска кола някога е препускала покрай вас, вие сте запознати с ефекта на Доплер. Когато линейката се приближи, сирената звучи по-силно, а когато се отдалечи, сирената отново затихва.

Същото се случва и със светлинни вълни, само че в малък мащаб. Можем да коригираме тази промяна, като анализираме светлинния спектър на отдалечени тела. В този спектър ще има тъмни линии, тъй като отделните цветове се абсорбират от елементи във и около източника на светлина - повърхностите на звездите, например.

Колкото по-далеч са обектите от нас, толкова повече тези линии ще се изместват към червения край на спектъра. И това е не само защото обектите са далеч от нас, а защото те също се отдалечават от нас с течение на времето, поради разширяването на Вселената. А наблюдението на червеното изместване на светлината от далечни галактики всъщност ни предоставя доказателство, че Вселената наистина се разширява.

НОВИ СТАТИИ

Нови коментари

Изследване

Трябва ли да изпращаме сигнали в космоса със земни координати?

Вероятно мислите, че Вселената е безкрайна? Може би така. Едва ли някога ще разберем със сигурност. Няма да е възможно да покрием цялата ни вселена с един поглед. Първо, този факт произтича от концепцията за "големия взрив", която гласи, че Вселената има свой, така да се каже, рожден ден, и второ, от постулата, че скоростта на светлината е основна константа. Към днешна дата видимата част от Вселената, която е на 13,8 милиарда години, се е разширила във всички посоки до разстояние от 46,1 милиарда светлинни години. Възниква въпросът: какъв е бил размерът на Вселената тогава, преди 13,8 милиарда години? Този въпрос ни зададе някой Джо Маскалела. Ето какво пише той:

„Виждал съм различни отговори на въпроса какъв е размерът на нашата Вселена малко след края на периода на космическа инфлация. Един източник посочва - 0,77 сантиметра, друг - с размерите на футболна топка, а третият - повече от размера на наблюдаваната вселена. И така, коя е тя? Или може би някакъв междинен?

Контекст

Големият взрив и черната дупка

Как Вселената е създала човека

Когато наблюдаваме далечни галактики през телескоп, можем да определим някои от техните параметри, например следното:

- червено отместване (т.е. колко светлината, излъчвана от тях, се е изместила спрямо инерционната отправна система);

— яркост на обект (т.е. измерване на количеството светлина, излъчвано от отдалечен обект);

е ъгловият радиус на обекта.

Тези параметри са много важни, защото ако скоростта на светлината е известна (един от малкото параметри, които познаваме), както и яркостта и размера на наблюдавания обект (тези параметри също са ни известни), тогава можем да определим разстоянието до самия обект.

Всъщност човек трябва да се задоволява само с приблизителни характеристики на яркостта на обекта и неговия размер. Ако астроном наблюдава експлозия на свръхнова в някоя далечна галактика, тогава съответните параметри на други свръхнови, разположени в съседство, се използват за измерване на нейната яркост; приемаме, че условията, при които тези свръхнови изригват, са сходни и няма намеса между наблюдателя и космическия обект. Астрономите разграничават следните три типа фактори, които определят наблюдението на звезда: звездна еволюция (разликата между обектите в зависимост от тяхната възраст и разстояние), екзогенен фактор (ако реалните координати на наблюдаваните обекти се различават значително от хипотетичните) и интерференционният фактор (ако например преминаването на светлинни смущения, като прах) - и това е всичко наред с други, неизвестни фактори.

Чрез измерване на яркостта (или размерите) на наблюдавания обект, като използвате съотношението "ярк / разстояние", можете да определите разстоянието на обекта от наблюдателя. Освен това, според характеристиките на червеното изместване на даден обект, е възможно да се определи степента на разширяване на Вселената през времето, през което светлината от обекта достига Земята. Използвайки връзката между материя-енергия и пространство-време, за която говори общата теория на относителността на Айнщайн, може да се разгледат всички възможни комбинации от различни форми на материя и енергия, които в момента са налични във Вселената.

Но това не е всичко!

Ако знаете от кои части се състои Вселената, тогава с помощта на екстраполация можете да определите нейния размер, както и да разберете какво се е случило на всеки етап от еволюцията на Вселената и каква е била енергийната плътност по това време. Както знаете, Вселената се състои от следното съставни части:

- 0,01% - радиация (фотони);

- 0,1% - неутрино (по-тежки от фотоните, но милион пъти по-леки от електроните);

- 4,9% - обикновена материя, включително планети, звезди, галактики, газ, прах, плазма и черни дупки;

- 27% - тъмна материя, т.е. своя вид, който участва в гравитационно взаимодействие, но различен от всички частици от стандартния модел;

- 68% - тъмна енергия, предизвикваща разширяването на Вселената.

Както можете да видите, тъмната енергия е важно нещо, тя беше открита съвсем наскоро. През първите девет милиарда години от своята история Вселената се е състояла главно от материя (под формата на комбинация от обикновена материя и тъмна материя). Въпреки това, през първите няколко хилядолетия, радиацията (под формата на фотони и неутрино) беше още по-важна строителни материалиотколкото материята!

Имайте предвид, че всяка от тези съставки на Вселената (т.е. радиация, материя и тъмна енергия) имат различен ефект върху скоростта на нейното разширяване. Дори ако знаем, че Вселената е с диаметър 46,1 милиарда светлинни години, трябва да знаем точната комбинация от съставните й елементи на всеки етап от нейната еволюция, за да изчислим размера на Вселената във всеки момент от времето в миналото.

- когато Вселената е била на около три години, диаметърът на Млечния път е бил сто хиляди светлинни години;

- когато Вселената беше на една година, беше много по-гореща и по-плътна, отколкото сега; средната температура надхвърли два милиона градуса по Келвин;

- една секунда след раждането си, Вселената е била твърде гореща, за да се образуват стабилни ядра в нея; в този момент протони и неутрони плуваха в море от гореща плазма. Освен това по това време радиусът на Вселената (ако вземем Слънцето за център на окръжността) беше такъв, че само седем от всички съществуващи в момента звездни системи, най-близки до нас, можеха да се поберат в описания кръг, най-отдалечената от които би бил Рос 154 (Рос 154 - звезда в съзвездието Стрелец, на разстояние 9,69 светлинни години от Слънцето - прибл. на.);

- когато възрастта на Вселената е била само една трилионна от секундата, нейният радиус не надвишава разстоянието от Земята до Слънцето; в онази епоха скоростта на разширяване на Вселената е била 1029 пъти по-голяма от сега.

Ако желаете, можете да видите какво се случи на последния етап на инфлацията, т.е. точно преди Големия взрив. За да се опише състоянието на Вселената в най-ранния етап от нейното раждане, може да се използва хипотезата за сингулярност, но благодарение на хипотезата за инфлация, необходимостта от сингулярност е напълно елиминирана. Вместо сингулярност, ние говорим за много бързо разширяване на Вселената (т.е. инфлация), което се е случило за период от време преди да се случи горещото и плътно разширение, което е започнало настоящата Вселена. Сега да преминем към последния етап от раздуването на Вселената (интервалът от време между 10 в минус 30 - 10 в минус 35 секунди). Нека видим колко голяма е била Вселената, когато инфлацията спря и големият взрив се случи.

Тук говорим за видимата част от Вселената. Истинският му размер със сигурност е много по-голям, но не знаем с колко. В най-доброто приближение (въз основа на данните, съдържащи се в Sloan Digital Sky Survey (SDSS) и информацията, получена от космическата обсерватория Planck), ако Вселената е извита и колапсира, тогава нейната видима част е толкова неразличима от „неизвитата ” че целият му радиус трябва да бъде най-малко 250 пъти радиуса на наблюдаваната част.

В интерес на истината, обхватът на Вселената може дори да е безкраен, тъй като как се е държала в ранните етапи на инфлацията, не ни е известно, освен за последните части от секундата. Но ако говорим за случилото се по време на инфлацията в наблюдаваната част на Вселената в последния момент (между 10 при минус 30 и 10 при минус 35 секунди) преди Големия взрив, тогава тук размерът на Вселената ни е известен : варира между 17 сантиметра (с 10 за минус 35 секунди) и 168 метра (с 10 за минус 30 секунди).

Какво е седемнадесет сантиметра? Той е почти с диаметъра на футболна топка. Така че, ако искате да знаете кой от дадените размери на Вселената е най-близък до реалния, тогава се придържайте към тази цифра. И ако приемете, че размерът е по-малък от сантиметър? Това е твърде малко; обаче, ако вземем предвид ограниченията, наложени от космическата микровълнова радиация, се оказва, че разширяването на Вселената не би могло да завърши с такова високо нивоенергии, а оттам и размерът на Вселената, споменат по-горе в самото начало на "Големия взрив" (т.е. размерът не надвишаващ един сантиметър) е изключен. Ако размерът на Вселената надвишава сегашния размер, тогава в този случай има смисъл да говорим за съществуването на ненаблюдаема част от нея (което вероятно е правилно), но няма как да измерим тази част.

И така, какви са били измеренията на Вселената по време на нейното раждане? Според най-авторитетните математически моделиописвайки етапа на инфлация, се оказва, че размерът на Вселената в момента на нейното създаване ще се колебае някъде между размера на човешка глава и градски блок, застроен с небостъргачи. И там, видите ли, ще минат само около 13,8 милиарда години - и се появи Вселената, в която живеем.