ФЭНДОМ


Космология
105px
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы
Шаблон:Tnavbar

Вселе́нная — обычно определяется как совокупность всего, что существует физически. Это совокупность пространства и времени, всех форм материи, физических законов и констант, которые управляют ими. Однако термин Вселенная может трактоваться и иначе: космос, мир или природа.

Этимология, синонимы и определения Править

Словообразование Править

Вселе́нная - древнерусское слово.Образованно путём слияния слов или иначе словосложением: «ВСЕ» и «СЕЛЕНИЯ». ( См. также Способы образования слов).

Слово "Вселенная" исконно русское слово и не имеет никакого отношения к греч. Ойкумена. Но, в угоду всемирной Фальсификации Истории Человечества (ФИЧ) во многих официальных источниках пропагандируется именно др.-греч. этимология этого слова. Пример - Википедия: В русском языке Шаблон:Lang-grc, традиционно передавалось как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в древнегреческом языке это слово означает «мир» или населенную часть. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с Пифагорейцев было «το παν» (Все), включавший в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον), - бред, по-другому не назовёшь. Но сожалению эту концепцею поддерживают все этимологические словари русского языка.

Теоретические модели Править

Современные космологические модели очень сложны и подчас внутренне противоречивы. К примеру, применяется ко Вселенной уравнения ОТО, хотя ОТО это локальная теория, и ее использование в масштабе Вселенной, мягко скажем, приводит к некоторого рода затруднениеям. Мы также свято верим, что темная материя холодная, т.е. увлекает с собой и барионную материю, но при этом считают, что в момент окончания темных веков ее флуктуация на два порядка больше, чем у барионной, список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходиться мириться, т.к. лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.
Сложность же таких моделей в том, что им приходится учитывать так еще плохо изученную темную энергию и темную материю. А многообразие возможных сценариев вынуждает обращаться к неким предположениям, принципам. Сейчас все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому космологическому принципу. Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого принципа является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (>100Мпк).

В общем случае для построения модели применяются следущие теории и разделы физики:

  1. Равновесная статистическая физика, ее основные понятия и принципы, а также теория релетивистского газа.
  2. Теория гравитации (ОТО)
  3. Некоторые сведения из физики элементарных частиц: список основных частиц, их характеристики, типы взаимодействия, законы сохранения.

Теория Большого взрыва (теория горячей Вселенной) Править

Эта теория отвечает на вопросы: "Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?" Исторически, существовала и альтернативная теория, так называемая теория холодной Вселенной, но на данный момент веских причин для сомнения в теории Большого Взрыва нет.

В этой теории событие, положившее начало Вселенной, называется Большой взрыв, оставляя за скобками все вопросы о природе этого взрыва. Важно, что в момент взрыва вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объеме, а значит температура была очень высокой. Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и ее остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и т.д. По ходу оставляя вопрос: "Почему античастиц оказалась меньше чем частиц?" - и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами (по последним данным на миллион античастиц должно было приходиться миллион и одна частица), можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая, вцелом, неплохо ложится на наблюдаемые данные.

Так же довольно хорошо объясняется и реликтовый фон - это оставшееся наследство от момента, когда еще все вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон это остаток "фотосферы Вселенной".

Модель расширяющейся Вселенной Править

Модель расширяющейся Вселенной описывает и пытается объяснить сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселеннная начала расширяться. Т.е., теория Большого Взрыва - лишь частный случай Модели расширяющейся Вселенной. В основе любых моделей расширяющейся вселенной лежит ОТО и ее геометрический взгляд на природу гравитации. Выбор ОТО диктует нам выбор системы координат, относительно которой мы рассматриваем расширение Вселенной. А в ОТО изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой намертво "посажены" галактики. Такую систему координат называют сопутсвующей. Начало же отсчета обычно прикрепляют к наблюдателю.

Однако, в современном представлении рассматривать одну теорию от другой уже не имеет смысла. А такой подход вынуждает добавить инфляционную фазу.


Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света. Границей космического светового горизонта является расстояние 24 Гигапарсека. Действительное расстояние до границы наблюдаемой Вселенной больше благодаря всё увеличивающейся скорости расширения Вселенной и оценивается в 93 миллиарда световых лет.


Наблюдения Править

Космологическое красное смещение Править

Эпохальное открытие XX века, положившее начало современной космологии. В 1929 г. Эдвин Хаббл по наблюдениям местной группы галактик установил два факта:

  1. Все далекие галактики от нас удаляются.
  2. Чем больше расстояние, тем быстрее это происходит. И закон разбегания V=H0r. Где H0 постоянная, ныне называемой постоянной Хаббла.

Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако, сторонников обоих подходов исчезающее малое количество. Если проэкстраполировать это расширение во времении, придем к гравитационной сингулярности, абстрактному математическому понятию, которое может соответствовать или не соответствовать реальности. Но ведь можно и проэкстраполировать до того момента, пока мы уверены в работоспособности современнных законов физики, что и было сделано Гамовым в 1946 г., положившим начало теории о Большом Взрыве.

Далекие объекты Править

Далекие объекты важны для изучения Вселенной по двум причинам:

  1. Большая дальность означает большая удаленнность по времени, т.е. далекие объекты несут информацию о ранних этапах жизни Вселенной.
  2. Они своего рода прожектор, в лучах которого мы можем наблюдать то, что без него в силу наших технологических ограничений наблюдать бы не могли.

Наблюдения ведутся с помощью спектроскопии и фотометрии в инфракрасном диапозоне, куда из-за красного смещения переезжает крайне важный для астрофизики оптический диапозон и линия Lα.

Квазары Править

Эффект Гана-Петерсона

Суть эффекта такова. Облако нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановский предела, образую в спектре источника т.н. "Lα-лес". Излучение, изначально более коротковолновое, чем на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравняется. Сечение взаимодействия очень большое и расчет показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большой дисперсии в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована.
Эффект Гана-Петерсона наблюдается в спектрах квазаров с красным смещением z>6. Отсюда делается вывод что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z≈6.

Гамма-всплеск Править

Гамма-всплески - внезапные кратковременные повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ[1]. Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-дипазоне равна 1040 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет "всего" 1038 эрг/c.

После обнаружения оптического послесвечения и получения спектра, стало ясно, что гамма-всплески - далекие объекты. На данный момент самым далеким гамма-всплеском является GRB 090423, с красным смещением z=8.2. Для спектроскопических наблюдений таких далеких всплесков требуются самые большие телескопы. На данный момент общепризнанного мнения о природе этого явления не существует. Однако подавляющее большинство ученых соглашается, с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звездной массы[2].

Пока причина возникновения гамма-всплесков не выяснена, их используют в качестве мощных прожекторов, освещающих все окружающее пространство, рядом с собой. Преимущество гамма всплесков в этом вопросе над квазарами состоит в следущем[2]:

  1. Т.к. прародителем гамма-всплеска является объект звездной массы, то и проследить гамма всплески можно на большее расстояние, нежели квазары. Как по причине более раннего формирования самого прародителя, так и по причине малой массы черной дыры, а значит меньшей светимости квазара на тот период времени.
  2. Cпектр гамма-всплеска – непрерывный, т.е. не содержит спектральных линий, что упрощает изучение свойств межгалактической среды.
  3. Гамма-всплески чуть ли не идеальный способ изучать межгалактическую среду до эпохи реионизации. Т.к их влияние на межгалактическую среду на 10 порядков меньше, нежели квазаров, из-за малого времени жизни объекта.
Изучение межгалактической среды
Изучение физических условий в родительских галактиках
Изучение процессов формирование звезд на больших красных смещениях

Гравитационная линза Править

Крупномасштабная структура Править

Крупномасштабное распределение вещества - распределение вещества в пространстве на больших масштабах (>1Мпк). Структура Вселенной на больших масштабах должна отражать процесс эволюции Вселенной как единого целого. Существует два метода наблюдения крупномасштабной структуры:

  1. Непосредственные измерения пространственных координат (небесных координат и красных смещений) светящихся объектов (главным образом галактик) и статистическая обработка соответствующих наблюдательных данных. Этот метод в настоящее время позволяет исследовать распределение светящегося вещества на масштабах до сотен Мпк.
  2. Анализ эффектов гравитационного линзирования, позволяющий изучать структуру скрытой массы, доступной для наблюдения только по проявлениям в гравитационном взаимодействии. Хотя объем данных по гравитационным линзам к настоящему времени не очень велик, этот метод позволяет анализировать распределение скрытой массы на масштабах десятков Мпк.

Первый подход - классический, первым его применил гершель для исселедования структуры Млечного Пути. Совремнные аналогами можно назвать спектроскопический обзор 2df (2 degree Field galaxy Redshift Survey), SDSS, обзор APM

2df-Охват неба составлял ~5% неба, среднее z=0.11 (~500Мпк), количество объектов ~220 000.

При переходе к масштабам сотен мегапарсек флуктуации сглаживаются и распределение видимого вещества становитя однородным. На рисунке отчетливо видно, что галактики образуют губкообразную клочковатую структуру.

Реликтовый фон Править

Реликтовый фон - чернотельное однородное излучение с средней температурой 2,72 К. Считается остатком большого Взрыва. Примечателен двумя вещами:

  1. Фактом своего существования
  2. Величиной амплитуд флуктуаций и наличием их распределения амплитуд в спектре на масштабах около одного градуса ("сахаровские колебания").

Факт существования крайне нетривиален: если Вселенная существовала вечно, то неясна причина существования реликтового излучения, массовых источников, способных создать такой фон, мы не наблюдаем. Однако, если время жизни Вселенной конечно, то очевидно, что причина его возникновения кроется на первых этапах жизни Вселенной.

Факт зависимости температуры реликтового фона от красного смещения проверен по наблюдениям у квазаров с z≈1.8 по линиям сверхтонкой структуры нейтрального углерода, для которых кванты с T≈7.5К играют роль накачки, обеспечивая заселенность уровней.

Энтропия ВселеннойПравить

Также, по наблюдениям реликтового фона можно определить энтропию Вселенной, она с точностью до численного коээфициента равна отношению концентрации равновесных фотонов nγ к концентрации барионов nb.

Выразим nb через критическую плотность и долю барионов:

n_b=\frac{\rho_cr}{m_p}=1.124\cdot 10^{-5}\Omega_b h^2_{100}

где h^2_{100} – современное значение Хаббла выраженное в единицах 100 км/(c Мпк), и учитывая, что для реликтового излучения с T=2.73К.

n_\gamma\approx 420(1+z)^3-3

Получаем

\eta\simeq n_b/n_{\gamma}\approx 2.7\cdot 10^{-8}\Omega_b h_{100}^2\sim 10^{-9}

Флуктуации реликтового фонаПравить

Согласно данным НАСА, полученным с помощью WMAP, возраст Вселенной от момента Большого взрыва был оценён в 13,7 миллиарда лет с погрешностью в один процент. Данная оценка основывается на предположении, что лежащая в её основе модель для анализа данных корректна. Другие методы оценки возраста Вселенной дают другие результаты.


Теория эволюции крупномасштабных структур Править

Судьба Вселенной Править

В зависимости от средней плотности материи и энергии во Вселенной, она или будет продолжать вечное расширение, или будет гравитационно замедляться и, в конце концов, схлопнется обратно в себя в Большом сжатии. Данные, имеющиеся в настоящее время, позволяют утверждать, что не только материи и энергии недостаточно, чтобы вызвать сжатие, но и что расширение Вселенной происходит с ускорением. Другие идеи о судьбе Вселенной включают теории Большого разрыва, Большого замерзания и тепловой смерти Вселенной.

Проблемы современных моделей Править

Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска такой трёхмерной фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской, с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели Большого взрыва, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно ограничена. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна в третьем измерении. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия.

Космические струны Править

Космические струны — гипотетические образования, существование которых выведено, чтобы объяснить строение Вселенной. По мнению космофизиков, космические струны — тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума, пересекающие наш мир как паутина из конца в конец. Первая работа о них была написана в 1976 году Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Толщина космических струн ничтожна (примерно 10 в минус тридцатой степени сантиметра), а вес одного такого сантиметра огромен (около 10 в шестнадцатой степени тонн). Если такая струна пересечет человека в поясе, его голова и ноги (по закону Всемирного тяготения) схлопнутся со скоростью 6 километров в секунду. Примерно то же произойдет и с нашей планетой — струна из вакуума мгновенно рассечет ее на части как проволочная яйцерезка. К счастью, ближайшие струны (если они вообще существуют) находятся, как утверждают специалисты, на расстоянии 300 миллионов световых лет от Земли.[3]

Исторические модели Править

Космология и космогония существуют уже давно. Цивилизации Двуречья и Древний Египет имели своё представление о вселенной. Первые же более или менее научные предположения о структуре Вселенной можно отнести к периоду Древней Греции. Наиболее распространенной была концепция Пифагора-Аристотеля-Птолемея, согласно которой в центре не имеющей начала во времени Вселенной (космоса) находится Земля, по орбитам вокруг которой вращаются планеты, включая Солнце, а на самом краю того, что для них было Вселенной, они помещали звёзды, вращавшиесся точно так же вокруг Земли, как и планеты и Солнце. Учение Демокрита о бесконечности Вселенной и множественности обитаемых миров имело меньшую популярность. За столетия улучшенные наблюдения и теории о силе тяжести, позволили Копернику и Ньютону создать гелиоцентрическую модель Вселенной, что помещала Землю на орбиту вокруг Солнца. Дальнейшее развитие астрономии привело к открытию Млечного пути, других галактик и реликтового излучения. Точные исследования распределения галактик в пространстве и исследование их спектров формируют современную космологию.

Мультивселенная Править

Согласно некоторым предположениям, наша Вселенная это лишь часть от огромного множества других Вселенных, совокупность которых называется Мультивселенной (Метавселенной). Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых имеет различные от других физические константы[4]. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению[5]. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Другие термины Править

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, микрокосмос используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система.

Астрономическая Вселенная, или Метагалактика - это часть Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным [6] составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Однако, среди некоторых учёных существует точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях. Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно протяжённость Вселенной составляет не менее 93 миллиардов световых лет, при наблюдаемой части всего в 13,3 млрд св.л.[7][8]

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной являются Великая стена Слоуна и Великая стена CfA2. А самым далёким обнаруженным астрономическим объектом является гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

Примечания Править

  1. Гамма всплески на астронете
  2. 2,0 2,1 Шаблон:Cite web
  3. Шаблон:Cite web
  4. Is the Universe fine-tuned for us? Victor J StengerШаблон:Ref-en
  5. Интерпретация квантовой механики. Много миров или много слов?Шаблон:Ref-en
  6. Результаты исследований NASAШаблон:Ref-en
  7. Шаблон:Cite webШаблон:Ref-en
  8. Была найдена самая далекая ГалактикаШаблон:Ref-ru

См. также Править

Ссылки Править

Обнаружено использование расширения AdBlock.


Викия — это свободный ресурс, который существует и развивается за счёт рекламы. Для блокирующих рекламу пользователей мы предоставляем модифицированную версию сайта.

Викия не будет доступна для последующих модификаций. Если вы желаете продолжать работать со страницей, то, пожалуйста, отключите расширение для блокировки рекламы.