Jos katsot taivasta kirkkaana kuuttomana yönä, kirkkaimmat kohteet ovat todennäköisesti planeetat Venus, Mars, Jupiter ja Saturnus. Ja näet myös kokonaisen sironnan tähtiä, jotka ovat samanlaisia ​​kuin aurinkomme, mutta sijaitsevat paljon kauempana meistä. Jotkut näistä kiinteistä tähdistä itse asiassa liikkuvat suhteessa toisiinsa vain tuskin havaittavissa, kun maa kiertää aurinkoa. Ne eivät ole ollenkaan liikkumattomia! Tämä johtuu siitä, että tällaiset tähdet ovat suhteellisen lähellä meitä. Maan liikkeestä Auringon ympäri johtuen näemme nämä lähempänä olevat tähdet eri paikoissa olevien etäisempien tähtien taustalla. Sama vaikutus havaitaan ajettaessa autoa, ja tien varrella olevat puut näyttävät vaihtavan sijaintiaan maiseman taustaa vasten ulottuen horisonttiin (kuva 14). Mitä lähempänä puut ovat, sitä enemmän niiden näkyvä liike on havaittavissa. Tätä suhteellisen sijainnin muutosta kutsutaan parallaksiksi. Tähtien tapauksessa tämä on todellinen onnenpotku ihmiskunnalle, koska parallaksi antaa meille mahdollisuuden mitata suoraan etäisyyttä niihin.

Riisi. 14. Tähtien parallaksi.

Liikutpa tiellä tai avaruudessa, läheisten ja kaukana olevien ruumiiden suhteellinen sijainti muuttuu liikkuessasi. Näiden muutosten suuruutta voidaan käyttää kappaleiden välisen etäisyyden määrittämiseen.

Lähin tähti, Proxima Centauri, on noin neljän valovuoden tai neljänkymmenen miljoonan kilometrin päässä. Useimmat muut paljaalla silmällä näkyvät tähdet ovat muutaman sadan valovuoden päässä meistä. Vertailun vuoksi: Maasta aurinkoon vain kahdeksan valominuuttia! Tähdet ovat hajallaan yötaivaalla, mutta erityisen tiheästi ne ovat hajallaan linnunradalla. Jo vuonna 1750 jotkut tähtitieteilijät ehdottivat, että Linnunradan ilmestyminen voitaisiin selittää olettaen, että suurin osa näkyvistä tähdistä oli järjestetty kiekon kaltaiseen muotoon, kuten ne, joita nyt kutsumme spiraaligalakseiksi. Vain muutama vuosikymmen myöhemmin englantilainen tähtitieteilijä William Herschel vahvisti tämän ajatuksen paikkansapitävyyden laskemalla huolellisesti kaukoputken läpi näkyvien tähtien lukumäärän taivaan eri osissa. Kuitenkin vasta 1900-luvulla ajatus sai täyden hyväksynnän. Tiedämme nyt, että Linnunrata - galaksimme - ulottuu reunasta reunaan noin satatuhatta valovuotta ja pyörii hitaasti; sen kierrehaaroissa olevat tähdet tekevät yhden kierroksen galaksin keskustan ympäri muutaman sadan miljoonan vuoden välein. Aurinkomme - yleisin keskikokoinen keltainen tähti - sijaitsee yhden spiraalivarren sisäreunassa. Varmasti olemme kulkeneet pitkän tien Aristoteleen ja Ptolemaioksen ajoista, jolloin ihmiset pitivät Maata maailmankaikkeuden keskuksena.

Moderni kuva maailmankaikkeudesta alkoi syntyä vuonna 1924, kun amerikkalainen tähtitieteilijä Edwin Hubble osoitti, että Linnunrata ei ollut ainoa galaksi. Hän havaitsi, että oli monia muita tähtijärjestelmiä, joita erottavat suuret tyhjät tilat. Tämän vahvistamiseksi Hubblen oli määritettävä etäisyys Maasta muihin galaksiin. Mutta galaksit ovat niin kaukana, että toisin kuin lähellä olevat tähdet, ne näyttävät itse asiassa paikoillaan. Koska Hubble ei kyennyt käyttämään parallaksia mittaamaan etäisyyksiä galaksiin, se joutui käyttämään epäsuoria menetelmiä etäisyyksien arvioimiseen. Ilmeinen mittari etäisyydelle tähdestä on sen kirkkaus. Mutta näennäinen kirkkaus ei riipu vain etäisyydestä tähden, vaan myös tähden kirkkaudesta - sen lähettämän valon määrästä. Himmeä, mutta lähellämme oleva tähti ylittää kaukaisen galaksin kirkkaimman tähden. Siksi, jotta voimme käyttää näennäistä kirkkautta etäisyyden mittana, meidän on tiedettävä tähden kirkkaus.

Läheisten tähtien kirkkaus voidaan laskea niiden näennäiskirkkaudesta, koska parallaksin ansiosta tiedämme etäisyyden niihin. Hubble huomasi, että lähellä olevat tähdet voidaan luokitella niiden lähettämän valon luonteen mukaan. Saman luokan tähdillä on aina sama kirkkaus. Hän ehdotti lisäksi, että jos löydämme näiden luokkien tähdet kaukaisesta galaksista, niille voitaisiin antaa sama kirkkaus kuin vastaaville tähdille lähistöllämme. Näiden tietojen avulla on helppo laskea etäisyys galaksiin. Jos laskelmat, jotka on tehty useille tähdille samassa galaksissa, antavat saman etäisyyden, voimme olla varmoja, että arviomme on oikea. Tällä tavalla Edwin Hubble laski etäisyydet yhdeksään eri galaksiin.

Nykyään tiedämme, että paljaalla silmällä näkyvät tähdet muodostavat pienen osan kaikista tähdistä. Näemme taivaalla noin 5 000 tähteä - vain noin 0,0001 % galaksissamme, Linnunradassa, olevista tähdistä. Ja Linnunrata on vain yksi yli sadasta miljardista galaksista, joita voidaan tarkkailla nykyaikaisilla kaukoputkilla. Ja jokainen galaksi sisältää noin sata miljardia tähteä. Jos tähti olisi suolanjyvä, kaikki paljaalla silmällä näkyvät tähdet mahtuisivat teelusikkaan, mutta koko maailmankaikkeuden tähdet muodostaisivat pallon, jonka halkaisija on yli kolmetoista kilometriä.

Tähdet ovat niin kaukana meistä, että ne näyttävät olevan valopisteitä. Emme voi erottaa niiden kokoa tai muotoa. Mutta kuten Hubble totesi, tähtiä on monia erilaisia, ja voimme erottaa ne toisistaan ​​niiden lähettämän säteilyn värin perusteella. Newton havaitsi, että jos auringonvalo johdetaan kolmikulmaisen lasiprisman läpi, se hajoaa komponenttiväreihinsä, kuten sateenkaari (kuva 15). Valonlähteen lähettämän säteilyn eri värien suhteellista intensiteettiä kutsutaan sen spektriksi. Tarkentamalla kaukoputken yhteen tähteen tai galaksiin voidaan tutkia niiden lähettämän valon spektriä.

Riisi. 15. Tähtien spektri.

Analysoimalla tähden emissiospektriä voidaan määrittää sekä sen lämpötila että ilmakehän koostumus.

Muun muassa kehon säteilyn avulla voidaan arvioida sen lämpötilaa. Vuonna 1860 saksalainen fyysikko Gustav Kirchhoff totesi, että mikä tahansa aineellinen kappale, kuten tähti, säteilee kuumennettaessa valoa tai muuta säteilyä, aivan kuten kuumat hiilet hehkuvat. Kuumennettujen kappaleiden hehku johtuu niiden sisällä olevien atomien lämpöliikkeestä. Tätä kutsutaan mustan kappaleen säteilyksi (huolimatta tosiasiasta, että kuumennetut kappaleet eivät ole mustia). Mustan kappaleen säteilyn spektriä on vaikea sekoittaa mihinkään: sillä on tyypillinen muoto, joka muuttuu kehon lämpötilan mukaan (kuva 16). Siksi kuumennetun kappaleen säteily on samanlainen kuin lämpömittarin lukemat. Havaitsemamme eri tähtien emissiospektri on aina samanlainen kuin mustan kappaleen säteily, tämä on eräänlainen huomautus tähden lämpötilasta.

Riisi. 16. Mustan kappaleen säteilyspektri.

Kaikki kappaleet - eivät vain tähdet - lähettävät säteilyä niiden mikroskooppisten hiukkasten lämpöliikkeen vuoksi. Säteilyn taajuusjakauma luonnehtii kehon lämpötilaa.

Jos tutkimme tarkasti tähtien valoa, se kertoo meille vielä enemmän tietoa. Löydämme tiettyjen tiukasti määriteltyjen värien puuttumisen, ja ne ovat erilaisia ​​eri tähdillä. Ja koska tiedämme, että jokainen kemiallinen alkuaine absorboi sille ominaisia ​​värejä, vertaamalla näitä värejä niihin, jotka puuttuvat tähden spektristä, voimme määrittää tarkalleen, mitä alkuaineita sen ilmakehässä on.

1920-luvulla, kun tähtitieteilijät alkoivat tutkia tähtien spektrejä muissa galakseissa, he löysivät jotain hyvin mielenkiintoista: ne osoittautuivat samoiksi tyypillisiksi puuttuvien värien joukoiksi kuin tähdet omassa galaksissamme, mutta ne kaikki siirtyivät kohti punaista. spektrin lopussa. , ja samassa suhteessa. Fyysikoille väri- tai taajuusmuutos tunnetaan Doppler-efektinä.

Me kaikki tiedämme, kuinka tämä ilmiö vaikuttaa ääneen. Kuuntele ohi kulkevan auton ääntä. Kun se lähestyy, sen moottorin tai äänitorven ääni tuntuu korkeammalta, ja kun auto on jo ohittanut ja alkanut liikkua pois, ääni vähenee. Sadan kilometrin tuntinopeudella meitä kohti ajava poliisiauto kehittää noin kymmenesosan äänennopeudesta. Hänen sireeninsä ääni on aalto, vuorottelevat harjat ja kourut. Muista, että lähimpien harjojen (tai kourujen) välistä etäisyyttä kutsutaan aallonpituudeksi. Mitä lyhyempi aallonpituus, sitä enemmän värähtelyjä saavuttaa korvamme sekunnissa ja sitä korkeampi äänen sävy tai taajuus.

Doppler-ilmiö johtuu siitä, että lähestyvä auto, joka lähettää jokaisen seuraavan ääniaallon harjan, on lähempänä meitä, ja sen seurauksena harjanteiden väliset etäisyydet ovat pienemmät kuin jos auto seisoisi paikallaan. Tämä tarkoittaa, että meille tulevien aaltojen pituudet lyhenevät ja niiden taajuus on suurempi (kuva 17). Kääntäen, jos auto liikkuu pois, saamiemme aaltojen pituus pitenee ja niiden taajuus pienenee. Ja mitä nopeammin auto liikkuu, sitä voimakkaammin Doppler-ilmiö ilmenee, mikä mahdollistaa sen käytön nopeuden mittaamiseen.

Riisi. 17. Doppler-ilmiö.

Kun aaltoja säteilevä lähde liikkuu kohti tarkkailijaa, aallonpituus pienenee. Päinvastoin, kun lähde poistetaan, se kasvaa. Tätä kutsutaan Doppler-ilmiöksi.

Valo- ja radioaallot käyttäytyvät samalla tavalla. Poliisi käyttää Doppler-ilmiötä ajoneuvojen nopeuden määrittämiseen mittaamalla niistä heijastuneen radiosignaalin aallonpituuden. Valo on sähkömagneettisen kentän värähtelyä tai aaltoa. Kuten totesimme kohdassa Chap. 5, näkyvän valon aallonpituus on erittäin pieni - neljästäkymmenestä kahdeksaankymmeneen miljoonasosaan metristä.

Ihmissilmä havaitsee eri aallonpituuksilla olevat valoaallot eri väreinä, joista pisimmät aallonpituudet vastaavat spektrin punaista päätä ja lyhin - liittyvät siniseen päähän. Kuvittele nyt valonlähde, joka on vakioetäisyydellä meistä, kuten tähti, joka lähettää tietyn aallonpituuden valoaaltoja. Tallennettujen aaltojen pituus on sama kuin lähetettyjen aaltojen pituus. Mutta oletetaan nyt, että valonlähde alkoi siirtyä pois meistä. Kuten äänenkin tapauksessa, tämä lisää valon aallonpituutta, mikä tarkoittaa, että spektri siirtyy kohti punaista päätä.

Todistettuaan muiden galaksien olemassaolon Hubble ryhtyi seuraavina vuosina määrittämään etäisyyksiä niihin ja tarkkailemaan niiden spektrejä. Tuolloin monet olettivat galaksien liikkuvan satunnaisesti ja odottivat, että sinisiirtyneiden spektrien määrä olisi suunnilleen sama kuin punasiirtyneiden spektrien määrä. Siksi oli täydellinen yllätys havaita, että useimpien galaksien spektrit osoittavat punasiirtymää - melkein kaikki tähtijärjestelmät ovat siirtymässä pois meistä! Vielä yllättävämpi oli Hubblen vuonna 1929 löytämä ja julkaissut tosiasia: galaksien punasiirtymän suuruus ei ole satunnainen, vaan on suoraan verrannollinen niiden etäisyyteen meistä. Toisin sanoen, mitä kauempana galaksi on meistä, sitä nopeammin se väistyy! Tästä seurasi, että universumi ei voi olla staattinen, kooltaan muuttumattomana, kuten aiemmin luultiin. Itse asiassa se laajenee: galaksien välinen etäisyys kasvaa jatkuvasti.

Ymmärtäminen, että maailmankaikkeus laajenee, on tehnyt mielissä todellisen vallankumouksen, yhden 1900-luvun suurimmista. Kun katsot taaksepäin, voi tuntua yllättävältä, ettei kukaan ole ajatellut tätä aiemmin. Newtonin ja muiden suurmielten on täytynyt ymmärtää, että staattinen maailmankaikkeus olisi epävakaa. Vaikka se jossain vaiheessa olisi paikallaan, tähtien ja galaksien keskinäinen vetovoima johtaisi nopeasti sen puristumiseen. Vaikka maailmankaikkeus laajenee suhteellisen hitaasti, painovoima lopettaisi sen laajenemisen ja saisi sen supistumaan. Kuitenkin, jos maailmankaikkeuden laajenemisnopeus on suurempi kuin jokin kriittinen piste, painovoima ei koskaan pysty pysäyttämään sitä ja universumi jatkaa laajenemista ikuisesti.

Täällä voit nähdä kaukaisen muistutuksen maan pinnalta nousevan raketin kanssa. Suhteellisen pienellä nopeudella painovoima lopulta pysäyttää raketin ja se alkaa pudota kohti Maata. Toisaalta, jos raketin nopeus on kriittistä suurempi (yli 11,2 kilometriä sekunnissa), painovoima ei pysty pitämään sitä ja se lähtee maapallolta ikuisesti.

Newtonin painovoimateorian perusteella tämä maailmankaikkeuden käyttäytyminen olisi voitu ennustaa milloin tahansa 1800- tai 1700-luvulla ja jopa 1700-luvun lopulla. Usko staattiseen universumiin oli kuitenkin niin vahva, että harhaluulo hallitsi mieliä aina 1900-luvun alkuun asti. Jopa Einstein oli niin varma maailmankaikkeuden staattisuudesta, että hän teki vuonna 1915 erityiskorjauksen yleiseen suhteellisuusteoriaan lisäämällä yhtälöihin keinotekoisesti erikoistermin, nimeltään kosmologinen vakio, joka varmisti universumin staattisen luonteen.
Kosmologinen vakio ilmeni jonkin uuden voiman - "antipainovoiman" -vaikutuksena, jolla, toisin kuin muilla voimilla, ei ollut tarkkaa lähdettä, vaan se oli yksinkertaisesti luontainen ominaisuus, joka on luontainen aika-avaruuden kudokselle. Tämän voiman vaikutuksesta aika-avaruus osoitti luontaista taipumusta laajentua. Valitsemalla kosmologisen vakion arvon Einstein saattoi muuttaa tämän suuntauksen voimakkuutta. Sen avulla hän onnistui tasapainottamaan tarkasti kaiken olemassa olevan aineen keskinäisen vetovoiman ja saamaan tuloksena staattisen maailmankaikkeuden.
Myöhemmin Einstein hylkäsi ajatuksen kosmologisesta vakiosta "suurimpana virheensä". Kuten pian näemme, nykyään on syytä uskoa, että Einstein saattoi loppujen lopuksi olla oikeassa ottaessaan käyttöön kosmologisen vakion. Mutta Einsteinin on täytynyt järkyttää eniten se, että hän antoi uskonsa kiinteään universumiin ohittaa johtopäätöksen, jonka mukaan maailmankaikkeuden täytyy laajentua, hänen oman teoriansa ennustamana. Näyttää siltä, ​​että vain yksi ihminen näki tämän yleisen suhteellisuusteorian seurauksen ja otti sen vakavasti. Kun Einstein ja muut fyysikot etsivät tapoja välttää maailmankaikkeuden olevan ei-staattinen, venäläinen fyysikko ja matemaatikko Alexander Friedman päinvastoin väitti, että maailmankaikkeus laajenee.

Friedman teki kaksi hyvin yksinkertaista oletusta maailmankaikkeudesta: se näyttää samalta riippumatta siitä, mistä katsomme, ja että tämä oletus on totta riippumatta siitä, mistä katsomme. Näiden kahden idean perusteella ja ratkaistessaan yleisen suhteellisuusteorian yhtälöitä hän osoitti, että maailmankaikkeus ei voi olla staattinen. Niinpä vuonna 1922, muutama vuosi ennen Edwin Hubblen löytöä, Friedman ennusti tarkasti maailmankaikkeuden laajenemisen!

Oletus, että maailmankaikkeus näyttää samalta joka suuntaan, ei ole täysin totta. Esimerkiksi, kuten jo tiedämme, galaksimme tähdet muodostavat yötaivaalla selkeän kirkkaan nauhan - Linnunradan. Mutta jos katsomme kaukaisia ​​galakseja, näyttää siltä, ​​​​että niiden lukumäärä on suurin piirtein yhtä suuri taivaan kaikissa osissa. Universumi näyttää siis suunnilleen samalta joka suuntaan, jos tarkkailet sitä suuressa mittakaavassa galaksien välisiin etäisyyksiin verrattuna ja jättää huomiotta erot pienessä mittakaavassa.

Kuvittele, että olet metsässä, jossa puut kasvavat satunnaisesti. Katsomalla yhteen suuntaan näet lähimmän puun metrin päässä sinusta. Toisessa suunnassa lähin puu löytyy kolmen metrin etäisyydeltä. Kolmannessa näet useita puita kerralla yhden, kahden ja kolmen metrin päässä sinusta. Metsä ei näytä samalta joka suuntaan. Mutta jos huomioidaan kaikki puut kilometrin säteellä, tällaiset erot keskiarvoistuvat ja näet, että metsä on sama joka suuntaan (kuva 18).

Riisi. 18. Isotrooppinen metsä.

Vaikka puiden jakautuminen koko metsässä on tasainen, voi tarkemmin tarkasteltuna käydä ilmi, että ne kasvavat paikoin tiheämmiksi. Vastaavasti maailmankaikkeus ei näytä samalta meitä lähimpänä olevassa ulkoavaruudessa, kun taas zoomattaessa havainnoimme samaa kuvaa, riippumatta siitä, mihin suuntaan havainnoimme.

Tähtien tasainen jakautuminen toimi pitkään riittävänä perustana Friedmannin mallin hyväksymiselle ensimmäiseksi likiarvoksi todelliseen universumin kuvaan. Mutta myöhemmin onnenpotku paljasti lisää todisteita siitä, että Friedmanin ehdotus on erittäin tarkka maailmankaikkeuden kuvauksessa. Vuonna 1965 kaksi amerikkalaista fyysikkoa, Arno Penzias ja Robert Wilson Bell Telephone Laboratoriesista New Jerseyssä, tekivät virheenkorjausta erittäin herkästä mikroaaltouunivastaanottimesta. (Mikroaallot ovat säteilyä, jonka aallonpituus on noin senttimetri.) Penzias ja Wilson olivat huolissaan siitä, että vastaanotin poimi odotettua enemmän kohinaa. He löysivät lintujen ulosteita antennista ja eliminoivat muut mahdolliset epäonnistumisen syyt, mutta käyttivät pian kaikki mahdolliset häiriölähteet. Melu erosi siinä, että sitä tallennettiin ympäri vuorokauden ympäri vuoden, riippumatta Maan pyörimisestä akselinsa ympäri ja sen kierroksesta Auringon ympäri. Koska Maan liike lähetti vastaanottimen avaruuden eri sektoreille, Penzias ja Wilson päättelivät, että melu tulee aurinkokunnan ulkopuolelta ja jopa galaksin ulkopuolelta. Se näytti tulevan yhtä paljon kosmoksen kaikilta puolilta. Tiedämme nyt, että mihin tahansa vastaanotin on suunnattu, tämä kohina pysyy vakiona vähäpätöisiä vaihteluita lukuun ottamatta. Niinpä Penzias ja Wilson törmäsivät silmiinpistävään esimerkkiin, joka tukee Friedmanin ensimmäistä hypoteesia, jonka mukaan maailmankaikkeus on sama kaikkiin suuntiin.

Mistä tämä kosminen taustamelu on peräisin? Samoihin aikoihin, kun Penzias ja Wilson tutkivat mystistä kohinaa vastaanottimessa, kaksi Princetonin yliopiston amerikkalaista fyysikkoa, Bob Dick ja Jim Peebles, kiinnostuivat myös mikroaaltouuneista. He tutkivat George (George) Gamow'n (entinen Alexander Friedmanin oppilas) ehdotusta, että maailmankaikkeus oli kehityksen alkuvaiheessa hyvin tiheä ja kuuma. Dick ja Peebles ajattelivat, että jos tämä oli totta, meidän pitäisi pystyä tarkkailemaan varhaisen universumin hehkua, koska valo maailmamme hyvin kaukaisilta alueilta saavuttaa meidät vasta nyt. Universumin laajenemisesta johtuen tämä valo on kuitenkin siirrettävä niin voimakkaasti spektrin punaiseen päähän, että se muuttuu näkyvästä säteilystä mikroaaltosäteilyksi. Dick ja Peebles olivat juuri valmistautumassa etsimään tätä säteilyä, kun Penzias ja Wilson kuulivat työstään, että he olivat jo löytäneet sen. Tästä löydöstä Penzias ja Wilson saivat Nobel-palkinnon vuonna 1978 (mikä vaikuttaa hieman epäreilulta Dickiä ja Peeblesiä kohtaan, Gamowista puhumattakaan).

Ensi silmäyksellä se tosiasia, että universumi näyttää samalta joka suuntaan, viittaa siihen, että meillä on siinä jokin erityinen paikka. Erityisesti saattaa vaikuttaa siltä, ​​että koska kaikki galaksit ovat siirtymässä pois meistä, meidän on oltava universumin keskellä. Tälle ilmiölle on kuitenkin toinen selitys: universumi voi näyttää samalta kaikkiin suuntiin myös mistä tahansa muusta galaksista. Jos muistat, se oli juuri Friedmanin toinen ehdotus.

Meillä ei ole tieteellisiä argumentteja Friedmanin toisen hypoteesin puolesta tai sitä vastaan. Vuosisatoja sitten kristillinen kirkko olisi tunnustanut sen harhaoppiseksi, koska kirkkooppi oletti, että meillä on erityinen paikka maailmankaikkeuden keskellä. Mutta nykyään hyväksymme Friedmanin oletuksen melkein päinvastaisesta syystä, eräänlaisesta vaatimattomuudesta: olisimme täysin yllättävää, jos maailmankaikkeus näyttäisi samalta kaikkiin suuntiin vain meille, mutta ei muille universumin havainnoijille!

Friedmannin universumimallissa kaikki galaksit ovat siirtymässä poispäin toisistaan. Tämä muistuttaa värillisten pisteiden leviämistä täytetyn ilmapallon pinnalle. Pallon koon kasvaessa kahden pisteen väliset etäisyydet myös kasvavat, mutta yhtäkään täplistä ei voida pitää laajenemiskeskuksena. Lisäksi, jos ilmapallon säde kasvaa jatkuvasti, niin mitä kauempana sen pinnan täplät ovat, sitä nopeammin ne poistetaan laajenemisen aikana. Oletetaan, että ilmapallon säde kaksinkertaistuu joka sekunti. Sitten kaksi pistettä, jotka alun perin erotetaan toisistaan ​​yhden senttimetrin etäisyydellä, ovat sekunnissa jo kahden senttimetrin etäisyydellä toisistaan ​​(jos mitataan ilmapallon pintaa pitkin), niin että niiden suhteellinen nopeus on yksi sentti sekunnissa. . Toisaalta kymmenen senttimetrin päässä toisistaan ​​erottuva täpläpari siirtyy sekunnissa laajenemisen alkamisen jälkeen kaksikymmentä senttimetriä toisistaan ​​niin, että niiden suhteellinen nopeus on kymmenen senttimetriä sekunnissa (kuva 19). Samoin Friedmanin mallissa nopeus, jolla mikä tahansa kaksi galaksia siirtyy pois toisistaan, on verrannollinen niiden väliseen etäisyyteen. Näin ollen malli ennustaa, että galaksin punasiirtymän pitäisi olla suoraan verrannollinen sen etäisyyteen meistä - tämä on sama riippuvuus, jonka Hubble myöhemmin havaitsi. Vaikka Friedman pystyi ehdottamaan onnistuneen mallin ja ennakoimaan Hubblen havaintojen tuloksia, hänen työnsä jäi lännessä lähes tuntemattomaksi, kunnes vuonna 1935 amerikkalainen fyysikko Howard Robertson ja brittiläinen matemaatikko Arthur Walker ehdottivat samanlaista mallia jo vuonna 1935. Hubblen löytämän maailmankaikkeuden laajenemisen jälkeen.

Riisi. 19. Laajentuva ilmapallouniversumi.

Kun universumi laajenee, galaksit etääntyvät toisistaan. Ajan myötä kaukaisten tähtisaarten välinen etäisyys kasvaa enemmän kuin lähellä olevien galaksien välinen etäisyys, aivan kuten tapahtuu täyttyvän ilmapallon täplillä. Tästä syystä minkä tahansa galaksin tarkkailijalle toisen galaksin poistumisnopeus näyttää olevan sitä suurempi, mitä kauempana se sijaitsee.

Friedman tarjosi vain yhden mallin maailmankaikkeudesta. Mutta hänen olettamustensa mukaan Einsteinin yhtälöt sallivat kolme ratkaisuluokkaa, toisin sanoen on olemassa kolme erityyppistä Friedmann-mallia ja kolme erilaista skenaariota maailmankaikkeuden kehitykselle.

Ensimmäinen ratkaisuluokka (Friedmanin löytämä) olettaa, että maailmankaikkeuden laajeneminen on tarpeeksi hidasta, jotta galaksien välinen vetovoima vähitellen hidastaa sitä ja lopulta pysäyttää sen. Sen jälkeen galaksit alkavat lähestyä toisiaan ja maailmankaikkeus alkaa kutistua. Toisen luokan ratkaisujen mukaan maailmankaikkeus laajenee niin nopeasti, että painovoima hidastaa vain hieman galaksien taantumaa, mutta ei koskaan pysty pysäyttämään sitä. Lopuksi on olemassa kolmas ratkaisu, jonka mukaan universumi laajenee juuri sellaisella nopeudella, että se estää romahtamisen. Ajan myötä galaksien laajenemisnopeus vähenee, mutta ei koskaan saavuta nollaa.

Friedmanin ensimmäisen mallin hämmästyttävä piirre on, että siinä universumi ei ole ääretön avaruudessa, mutta samalla ei ole rajoja missään avaruudessa. Painovoima on niin voimakas, että avaruus käpristyy ja sulkeutuu itsestään. Tämä on jonkin verran samanlainen kuin Maan pinta, joka on myös äärellinen, mutta jolla ei ole rajoja. Jos liikut Maan pintaa pitkin tiettyyn suuntaan, et koskaan kohtaa ylitsepääsemätöntä estettä tai maailman reunaa, vaan lopulta palaat sinne, mistä aloitit. Friedmanin ensimmäisessä mallissa avaruus on järjestetty täsmälleen samalla tavalla, mutta kolmiulotteisesti, ei kahdessa, kuten maan pinnan tapauksessa. Ajatus siitä, että maailmankaikkeuden ympäri on mahdollista kiertää ja palata lähtöpisteeseen, on hyvä tieteiskirjallisuudelle, mutta sillä ei ole käytännön arvoa, koska, kuten voidaan osoittaa, universumi kutistuu pisteeseen ennen kuin matkustaja palaa alkuun. hänen matkastaan. Universumi on niin suuri, että sinun täytyy liikkua valoa nopeammin, jotta sinulla on aikaa päättää matka siitä, mistä aloitit, ja tällaiset nopeudet ovat kiellettyjä (suhteellisuusteorian mukaan. - Käännös). Friedmanin toisessa mallissa avaruus on myös kaareva, mutta eri tavalla. Ja vain kolmannessa mallissa universumin laajamittainen geometria on tasainen (vaikka avaruus on kaareva massiivisten kappaleiden läheisyydessä).

Mikä Friedmanin malleista kuvaa universumiamme? Pysähtyykö maailmankaikkeuden laajeneminen koskaan ja korvautuuko se supistumisella vai laajeneeko universumi ikuisesti?

Kävi ilmi, että tähän kysymykseen vastaaminen on vaikeampaa kuin tiedemiehet alun perin luulivat. Sen ratkaisu riippuu pääasiassa kahdesta asiasta - maailmankaikkeuden tällä hetkellä havaitusta laajenemisnopeudesta ja sen nykyisestä keskimääräisestä tiheydestä (aineen määrä tilavuusyksikköä kohti). Mitä suurempi nykyinen laajenemisnopeus, sitä suurempaa painovoimaa ja siten aineen tiheyttä tarvitaan laajenemisen pysäyttämiseksi. Jos keskimääräinen tiheys on jonkin kriittisen arvon (laajentumisnopeuden määrittämän) yläpuolella, aineen gravitaatiovoima voi pysäyttää maailmankaikkeuden laajenemisen ja saada sen supistumaan. Tämä maailmankaikkeuden käyttäytyminen vastaa ensimmäistä Friedman-mallia. Jos keskimääräinen tiheys on pienempi kuin kriittinen arvo, gravitaatiovoima ei estä laajenemista ja universumi laajenee ikuisesti - kuten toisessa Friedmann-mallissa. Lopuksi, jos maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys on täsmälleen yhtä suuri kuin kriittinen arvo, universumin laajeneminen hidastuu ikuisesti, lähentyen staattista tilaa, mutta ei koskaan saavuta sitä. Tämä skenaario vastaa kolmatta Friedman-mallia.

Joten mikä malli on oikea? Voimme määrittää universumin nykyisen laajenemisnopeuden, jos mittaamme nopeuden, jolla muut galaksit liikkuvat pois meistä Doppler-ilmiön avulla. Tämä voidaan tehdä erittäin tarkasti. Etäisyyksiä galaksiin ei kuitenkaan tunneta hyvin, koska voimme mitata niitä vain epäsuorasti. Siksi tiedämme vain, että maailmankaikkeuden laajenemisnopeus on 5-10 % miljardia vuotta kohden. Vielä epämääräisempi on tietomme universumin nykyisestä keskimääräisestä tiheydestä. Jos siis laskemme yhteen kaikkien näkyvien tähtien massat omissa ja muissa galakseissamme, summa on pienempi kuin sadasosa siitä, mitä tarvitaan universumin laajenemisen pysäyttämiseen, jopa pienimmälläkin laajenemisnopeuden arvioilla.

Mutta siinä ei vielä kaikki. Omissa ja muissa galakseissamme on oltava suuri määrä jonkinlaista "pimeää ainetta", jota emme voi suoraan havaita, mutta jonka olemassaolon tiedämme sen painovoiman vaikutuksesta galaksien tähtien kiertoradoihin. Ehkä paras todiste pimeän aineen olemassaolosta tulee tähtien kiertoradoilta spiraaligalaksien, kuten Linnunradan, reuna-alueilla. Nämä tähdet pyörivät galaksiensa ympärillä liian nopeasti pysyäkseen kiertoradalla pelkästään galaksin näkyvien tähtien painovoiman avulla. Lisäksi useimmat galaksit ovat osa klustereita, ja voimme samalla tavoin päätellä pimeän aineen olemassaolon galaksien välillä näissä klusteissa sen vaikutuksesta galaksien liikkeeseen. Itse asiassa pimeän aineen määrä universumissa ylittää huomattavasti tavallisen aineen määrän. Jos otamme huomioon kaikki pimeän aineen, saamme noin kymmenesosan massasta, joka tarvitaan paisumisen pysäyttämiseen.

On kuitenkin mahdotonta sulkea pois muiden, meille vielä tuntemattomien aineen muotojen olemassaoloa, jotka ovat jakautuneet lähes tasaisesti koko universumissa, mikä voisi lisätä sen keskimääräistä tiheyttä. Esimerkiksi on olemassa neutriinoiksi kutsuttuja alkuainehiukkasia, jotka ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa ja joita on erittäin vaikea havaita.

(Yksi uudemmista neutriinokokeista käyttää maanalaista säiliötä, joka on täytetty 50 000 tonnilla vettä.) Neutriinojen uskotaan olevan painottomia eivätkä siksi aiheuta vetovoimaa.

Viime vuosien tutkimukset osoittavat kuitenkin, että neutrinon massa on edelleen mitättömän pieni, jota ei ole voitu havaita aiemmin. Jos neutriinoilla on massaa, ne voivat olla pimeän aineen muoto. Silti jopa tällaisen pimeän aineen kanssa universumissa näyttää olevan paljon vähemmän ainetta kuin tarvitaan sen laajenemisen pysäyttämiseen. Viime aikoihin asti useimmat fyysikot olivat yhtä mieltä siitä, että Friedmannin toinen malli on lähimpänä todellisuutta.

Mutta sitten tuli uusia havaintoja. Muutaman viime vuoden aikana eri tutkijaryhmät ovat tutkineet Penziasin ja Wilsonin löytämiä pienimpiä värähtelyjä mikroaaltouunin taustassa. Tämän aaltoilun koko voi toimia indikaattorina maailmankaikkeuden laajamittaisesta rakenteesta. Hänen hahmonsa näyttää osoittavan, että universumi on edelleen litteä (kuten Friedmanin kolmannessa mallissa)! Mutta koska tavallisen ja pimeän aineen kokonaismäärä ei riitä tähän, fyysikot olettivat toisen, vielä löytämättömän aineen - pimeän energian - olemassaolon.

Ja ikään kuin vaikeuttaakseen ongelmaa, viimeaikaiset havainnot ovat osoittaneet, että maailmankaikkeuden laajeneminen ei hidastu, vaan kiihtyy. Toisin kuin kaikki Friedmanin mallit! Tämä on hyvin outoa, koska aineen läsnäolo avaruudessa - korkea tai pieni tiheys - voi vain hidastaa laajenemista. Loppujen lopuksi painovoima toimii aina vetovoimana. Kosmologisen laajenemisen kiihtyvyys on kuin pommi, joka kerää energiaa räjähdyksen jälkeen sen sijaan, että se haihduttaa. Mikä voima on vastuussa kosmoksen kiihtyvästä laajenemisesta? Kenelläkään ei ole luotettavaa vastausta tähän kysymykseen. Ehkä Einstein oli kuitenkin edelleen oikeassa, kun hän lisäsi kosmologisen vakion (ja vastaavan antigravitaatiovaikutuksen) yhtälöihinsä.

Uusien teknologioiden kehittymisen ja erinomaisten avaruusteleskooppien myötä aloimme oppia aina silloin tällöin hämmästyttäviä asioita maailmankaikkeudesta. Ja tässä on hyvä uutinen: tiedämme nyt, että maailmankaikkeus jatkaa laajenemistaan ​​jatkuvasti kiihtyvällä nopeudella lähitulevaisuudessa, ja aika lupaa kestää ikuisesti, ainakin niille, jotka ovat tarpeeksi viisaita olemaan joutumatta mustaan ​​aukkoon. Mutta mitä tapahtui ensimmäisinä hetkinä? Miten maailmankaikkeus sai alkunsa ja mikä sai sen laajenemaan?

Luotu: 25.10.2013 , 11224 46

"Hän loi maan voimallansa, vahvisti maailman viisaudellaan ja ymmärryksellään levitti taivaat"

Jeremia 10:12

Tieteen kehityksen aikana monet tiedemiehet alkoivat etsiä mahdollisuutta sulkea Jumala pois näkemyksistään maailmankaikkeuden ensimmäisenä syynä. Tämän seurauksena on syntynyt monia erilaisia ​​teorioita maailmankaikkeuden alkuperästä sekä elävien organismien esiintymisestä ja kehityksestä. Suosituimmat näistä ovat "Big Bang" -teoria ja "Evolution" teoria. Alkuräjähdysteorian perusteluprosessissa luotiin yksi evolutionistien perusteorioista, laajeneva maailmankaikkeus. Tämä teoria viittaa siihen, että ulkoavaruus laajenee universumin mittakaavassa, mikä johtuu galaksien asteittaisesta irtautumisesta toisistaan.

Katsotaanpa argumentteja, joilla jotkut tiedemiehet yrittävät todistaa tämän teorian. Evoluutiotieteilijät, erityisesti Stephen Hawking, uskovat, että laajeneva maailmankaikkeus on seurausta alkuräjähdyksestä ja että räjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus laajeni nopeasti, ja sitten se hidastui ja nyt tämä laajeneminen on hidasta, mutta tämä prosessi jatkuu. . He väittävät tämän mittaamalla muiden galakseistamme poispäin liikkuvien galaksien nopeutta Doppler-ilmiön avulla ja myös sillä, että he tietävät nopeuden prosentteina, josta Stephen Hawking sanoo: "Siksi tiedämme vain, että laajenemisnopeus Maailmankaikkeuden osuus on 5-10 % miljardia vuotta kohden. (S. Hawking "Ajan lyhin historia" käännös L. Mlodinov, s. 38). Tässä herää kuitenkin kysymyksiä: miten tämä prosentti on saatu, ja kuka ja miten suoritti tämän tutkimuksen? Stephen Hawking ei selitä tätä, mutta hän sanoo sen tosiasiana. Asiaa tutkittuamme saimme tiedon, että nykyään taantuvien galaksien nopeuden mittaamiseen käytetään Hubblen lakia käyttäen "punasiirtymän" teoriaa, joka puolestaan ​​perustuu Doppler-ilmiöön. Katsotaanpa, mitä nämä käsitteet ovat:

Hubblen laki on laki, joka liittyygalaksien punasiirtymäja niiden etäisyys lineaarisesti. Tämän lain muoto on: cz = H 0 D, missä z on galaksin punasiirtymä; H0 - suhteellisuuskerroin, jota kutsutaan "Hubble-vakioksi"; D on galaksin etäisyys. Yksi Hubblen lain tärkeimmistä elementeistä on valon nopeus.

Punasiirtymä -kemiallisten alkuaineiden spektriviivojen siirtyminen punaiselle puolelle. Uskotaan, että tämä ilmiö voi olla ilmaus Doppler-ilmiöstä tai painovoiman punasiirtymästä tai molempien yhdistelmästä, mutta Doppler-ilmiö otetaan useimmiten huomioon. Tämä ilmaistaan ​​yksinkertaisesti sillä tosiasialla, että mitä kauempana galaksi on, sitä enemmän sen valo siirtyy punaiselle puolelle.

Doppler-ilmiö -vastaanottimen tallentamien ääniaaltojen taajuuden ja pituuden muutos, joka johtuu niiden lähteen liikkeestä vastaanottimen liikkeen seurauksena. Yksinkertaisesti sanottuna, mitä lähempänä kohde on, sitä suurempi ääniaaltojen taajuus, ja päinvastoin, mitä kauempana kohde, sitä pienempi ääniaaltojen taajuus.

Näissä galaksien väistymisnopeuden mittausperiaatteissa on kuitenkin useita ongelmia. Hubblen lain kannalta on ongelmallista arvioida "Hubble-vakiota", koska taantuvien galaksien nopeuden lisäksi niillä on myös oma nopeus, mikä johtaa siihen, että Hubblen laki toteutuu huonosti tai ei ollenkaan. esineet, jotka sijaitsevat lähempänä kuin 10-15 miljoonaa valovuotta. Hubblen laki toteutuu huonosti myös erittäin suurilla etäisyyksillä (miljardeja valovuosia) oleville galakseille, jotka vastaavat punasiirtymää, joka on suurempi kuin 1. Etäisyydet objekteihin, joilla on näin suuri punasiirtymä, menettävät ainutlaatuisuutensa, koska ne riippuvat galaksein hyväksytystä mallista. Universumi ja johon ne on määritetty tiettyyn ajankohtaan. Tässä tapauksessa etäisyysmittana käytetään yleensä vain punasiirtymää. Siten käy ilmi, että on käytännössä mahdotonta määrittää taantuvien kaukaisten galaksien nopeutta, ja sen määrää vain tutkijan hyväksymä maailmankaikkeuden malli. Tämä viittaa siihen, että jokainen uskoo omaan subjektiiviseen galaksiensa väistymisnopeuteen.

On myös sanottava, että on mahdotonta mitata etäisyyttä kaukaisiin galaksiin suhteessa niiden säteilyyn tai punasiirtymään. Tätä estävät eräät tosiasiat, nimittäin se, että valon nopeus ei ole vakio ja muuttuu, ja nämä muutokset menevät hidastuvan suuntaan. AT1987 vuosi Stanford Research Instituten raportissa australialaiset matemaatikot Trevor Norman ja Barry Setterfield olettivat, että valon nopeus oli menneisyydessä vähentynyt huomattavasti (B. Setterfield, The Nopeus / valoa ja the Ikä / the Universumi.). AT 1987 vuosi Nižni Novgorodin teoreettinen fyysikko V.S. Troitsky olettaa, että ajan myötä valonnopeus laski valtavasti. Tri Troitsky puhui laskunopeusSvetasisään10 miljoonaakerran verrattuna sen nykyiseen arvoon (V.S. Troitskii, Fyysinen Vakiot ja evoluutio / the Universumi, Astrophysics and Space Science 139 (1987): 389 - 411.). AT1998 vuosi Imperial Collegen Lontoon teoreettiset fyysikot Albrecht ja Joao Mageijo olettivat myös valonnopeuden vähenemisen. The London Times julkaisi 15. marraskuuta 1998 artikkelin "Valon nopeus - maailmankaikkeuden nopein - laskee" ( The nopeus / valoa - the nopein asia sisään the universumi - On saada hitaammin, The London Times, marraskuu 15, 1998.).Tämän suhteen on sanottava, että monet tekijät vaikuttavat valon nopeuteen, esimerkiksi kemialliset alkuaineet, joiden läpi valo kulkee, sekä niiden lämpötila, koska valo kulkee joidenkin alkuaineiden läpi hitaammin ja toisten läpi paljon nopeammin. , joka on todistettu kokeellisesti. Niin18 helmikuu1999 vuodenarvostetussa (ja 100-prosenttisesti evolutiivisessa) Nature-tieteellisessä lehdessä julkaistiin tieteellinen artikkeli, jossa kerrottiin yksityiskohtaisesti kokeesta, jossanopeusSvetaonnistunutvähentääennen17 metriäsisäänAnna minulle hetki,sittenonennenjonkin verran60 kilometriäsisääntunnin.Tämä tarkoittaa, että hänet voitiin havaita autona ajamassa kadulla. Tämän kokeen suorittivat tanskalainen fyysikko Lene Howe ja kansainvälinen tutkijaryhmä Harvardin ja Stanfordin yliopistoista. Ne kuljettivat valoa natriumhöyryn läpi, joka oli jäähdytetty uskomattoman alhaisiin lämpötiloihin, mitattuna nanokelvineissä (eli kelvinin miljardisosissa; tämä on käytännössä absoluuttinen nolla, joka määritelmän mukaan on -273,160 C). Höyryjen tarkasta lämpötilasta riippuen valon nopeus laskettiin arvoihin välillä 117 km/h - 61 km/h; eli pohjimmiltaanennen1/20.000.000alkaentavallinennopeusSveta(L.V. Hau, S.E. Harris, Tiede uutiset, 27. maaliskuuta, s. 207, 1999).

Heinäkuussa 2000 Pringstonin NEC-tutkimuslaitoksen tutkijat raportoivat kiihtyvyysniitäSvetaennennopeus,ylittäänopeusSveta! Heidän kokeilunsa julkaistiin brittiläisessä Nature-lehdessä. He suuntasivat lasersäteen lasikammioon, joka sisälsi cesiumhöyryä. Lasersäteen fotonien ja cesiumatomien välisen energianvaihdon seurauksena syntyi säde, jonka nopeus kammiosta ulostulossa oli suurempi kuin tulosäteen nopeus. Valon katsotaan kulkevan suurimmalla nopeudellaan tyhjiössä, jossa ei ole vastusta, ja hitaammin missä tahansa muussa väliaineessa lisävastuksen vuoksi. Esimerkiksi me kaikki tiedämme, että valo kulkee hitaammin vedessä kuin ilmassa. Yllä kuvatussa kokeessa sädevapautettualkaenkameratkanssapareittaincesiumlisääennenMennä,kutentäysinon tullutsisäänhänen. Tämä ero oli erittäin mielenkiintoinen. lasersädehyppäsi ylipäällä18 metriäeteenpäinalkaenMennäpaikkoja,missäpitäisioliolla. Teoriassa tätä voitaisiin pitää syyä edeltävänä seurauksena, mutta tämä ei ole täysin totta. On myös tieteellinen alue, joka tutkii pulssien superluminaalista etenemistä. Tämän tutkimuksen oikea tulkinta on: nopeusSvetaoikullinenjavaloavoinopeuttaaKutenkuka tahansatoinenfyysistäesinesisäänuniversumi oikeat olosuhteet ja sopiva energialähde. Tiedemiehet ovat saaneet ainetta energiasta häviöttömästi; kiihdytetään valon nopeuteen, joka on suurempi kuin tällä hetkellä hyväksytty valonnopeus.

Suhteellisen punainensiirtymästä on sanottava, että kukaan ei voi sanoa tarkasti punasiirtymän ilmaantumisen syytä ja kuinka monta kertaa valo taittuu saavuttaen maan, ja tämä puolestaan ​​tekee etäisyyksien mittaamisen perustasta punasiirtymän avulla absurdin . Myös valonnopeuden muutos kumoaa kaikki olemassa olevat oletukset etäisyydestä kaukaisiin galaksiin ja tasoittaa menetelmän mitata tämä etäisyys punasiirtymän avulla. On myös sanottava, että Doppler-ilmiön soveltaminen valoon on puhtaasti teoreettista, ja koska valon nopeus muuttuu, tämä tekee vaikutuksen soveltamisen valoon kaksinkertaisesti vaikeaksi. Kaikki tämä viittaa siihen, että menetelmä määrittää etäisyys kaukaisiin galaksiin punasiirtymän avulla ja vielä enemmän argumentointia se, että maailmankaikkeus laajenee, on yksinkertaisesti epätieteellistä ja huijausta. Ajatellaanpa, vaikka tietäisimme galaksien väistymisnopeuden, on mahdotonta sanoa, että universumin avaruus laajenee. Kukaan ei voi sanoa, tapahtuuko tällaista laajentumista ollenkaan. Planeettojen ja galaksien liike universumissa ei osoita muutosta itse avaruudessa, mutta Big Bang -teorian mukaan avaruus syntyi alkuräjähdyksen seurauksena ja laajenee. Tämä väite ei ole tieteellinen, koska kukaan ei ole löytänyt maailmankaikkeuden reunaa, saati sitten mitannut etäisyyttä siihen.

Tutkiessamme "Big Bangin" teoriaa törmäämme toiseen tutkimattomaan ja todistamattomaan ilmiöön, josta puhutaan tosiasiana, nimittäin "mustaan ​​aineeseen". Katsotaanpa mitä Stephen Hawking sanoo tästä: "Meidän ja muiden galaksiemme pitäisi sisältää suuri määrä jonkinlaista "pimeää ainetta", jota emme voi tarkkailla suoraan, mutta jonka olemassaolon tiedämme sen gravitaatiovaikutuksesta galaksien tähtien kiertoradoihin. . Ehkä paras todiste pimeän aineen olemassaolosta tulee tähtien kiertoradoilta spiraaligalaksien, kuten Linnunradan, reuna-alueilla. Nämä tähdet pyörivät galaksiensa ympärillä liian nopeasti, jotta ne pysyisivät kiertoradalla pelkästään galaksin näkyvien tähtien painovoimalla."(S. Hawking "Ajan lyhin historia" käännös L. Mlodinov, s. 38).Haluamme korostaa, että "musta aineesta" viitataan "jota emme voi suoraan havaita", tämä osoittaa, että tämän aineen olemassaolosta ei ole olemassa faktoja, mutta galaksien käyttäytyminen maailmankaikkeudessa, evolutionistien käsittämätöntä, tekee niistä. uskovat jonkin olemassaoloon, mutta he eivät tiedä mitä.Lausunto on myös mielenkiintoinen: "itse asiassa pimeän aineen määrämaailmankaikkeudessa ylittää huomattavasti tavallisen aineen määrän". Tämä lausunto puhuu "pimeän aineen" määrästä, mutta herää kysymys, kuinka ja millä menetelmällä tämä määrä määritettiin olosuhteissa, joissa tätä "ainetta" on mahdotonta tarkkailla ja tutkia? Voidaan sanoa, että kukaan ei tiedä mitä vietiin ja kuinka paljon se saatiin, ei ole selvää miten. Se, että tiedemiehet eivät ymmärrä kuinka spiraaligalaksien tähdet pysyvät kiertoradalla suurella nopeudella, ei tarkoita aavemaisen "aineen" olemassaoloa, jota kukaan ei ole nähnyt eikä voinut suoraan havaita.

Nykytiede on epäedullisessa asemassa alkuräjähdyksen fantasioidensa suhteen. Näin ollen Stephen Hawking päättää pohtiessaan erilaisten aineiden olemassaoloa: "Ei kuitenkaan voida sulkea pois muiden meille tuntemattomien aineen muotojen olemassaoloa lähes tasaisesti kaikkialla universumissa, mikä voisi lisätä sen keskimääräistä tiheyttä. . Esimerkiksi on olemassa neutriinoiksi kutsuttuja alkuainehiukkasia, jotka ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa ja joita on erittäin vaikea havaita.(S. Hawking "Ajan lyhin historia" käännös. L. Mlodinov, s. 38). Tämä osoittaa, kuinka avuton moderni tiede on yrittäessään todistaa, että maailmankaikkeus syntyi itsestään ilman Luojaa. Jos hiukkasia ei löydy, tieteellisiä argumentteja ei voida rakentaa tälle, koska todennäköisyys, että muita aineen muotoja ei ole olemassa, on suurempi kuin niiden olemassaolon todennäköisyys.

Oli miten oli, galaksien, planeettojen ja muiden kosmisten kappaleiden liike ei osoita universumin tilan laajenemista, koska sellaisella liikkeellä ei ole mitään tekemistä avaruuden laajenemisen määritelmän kanssa. Esimerkiksi, jos samassa huoneessa on kaksi henkilöä ja toinen siirtyy pois toisesta, tämä ei tarkoita, että huone laajenee, vaan että siellä on tilaa, jossa on mahdollista liikkua. Vastaavasti tässä tilanteessa galaksit liikkuvat ulkoavaruudessa, mutta tämä ei tarkoita muutosta ulkoavaruudessa. On myös täysin mahdotonta todistaa, että kaukaisimmat galaksit ovat maailmankaikkeuden reunalla eikä niiden takana ole muita galakseja, ja tämä puolestaan ​​viittaa siihen, että universumin reunaa ei ole löydetty.

Näin ollen meillä on kaikki tosiasiat väittääksemme, että tähän mennessä ei ole olemassa todisteita universumin laajenemisesta, ja tämä puolestaan ​​vahvistaa "alkuräjähdyksen" teorian epäjohdonmukaisuuden.

Materiaali Uncyclopediasta

Analysoimalla galaksien ja jäännössäteilyn havaintojen tuloksia tähtitieteilijät tulivat siihen tulokseen, että aineen jakautuminen universumissa (tutkitun avaruuden alueen halkaisija ylitti 100 Mpc) on tasainen ja isotrooppinen, eli ei riipu sijainnista ja suunta avaruudessa (katso Kosmologia) . Ja tällaiset avaruuden ominaisuudet suhteellisuusteorian mukaan edellyttävät väistämättä muutosta ajan myötä universumin täyttävien kappaleiden välisissä etäisyyksissä, eli maailmankaikkeuden täytyy laajentua tai supistua, ja havainnot osoittavat laajenemista.

Universumin laajeneminen eroaa merkittävästi tavanomaisesta aineen laajenemisesta, esimerkiksi kaasun laajenemisesta sylinterissä. Kaasu laajenee muuttaa männän asentoa sylinterissä, mutta sylinteri pysyy ennallaan. Universumissa tapahtuu kaiken avaruuden laajenemista kokonaisuutena. Siksi kysymys, mihin suuntaan laajeneminen tapahtuu, menettää merkityksensä universumissa. Tämä laajentuminen tapahtuu erittäin suuressa mittakaavassa. Tähtijärjestelmissä, galakseissa, galaksiklustereissa ja galaksijoukkoissa ei tapahdu laajenemista. Tällaiset gravitaatioon sidotut järjestelmät ovat eristettyjä universumin yleisestä laajenemisesta.

Johtopäätöstä, että universumi laajenee, tukevat galaksien spektrien punasiirtymähavainnot.

Lähdettäköön valosignaaleja jostain avaruuden pisteestä kahdella hetkellä, jotka havaitaan toisessa avaruuden pisteessä.

Universumin mittakaavan muutoksesta, eli emissiopisteiden ja valon havainnointipisteiden välisen etäisyyden kasvusta johtuen, toisen signaalin täytyy kulkea suurempi matka kuin ensimmäisen. Ja koska valon nopeus on vakio, toinen signaali viivästyy; signaalien välinen aika havaintopisteessä on suurempi kuin niiden lähtöpisteessä. Viive on sitä suurempi, mitä suurempi etäisyys lähteen ja havaitsijan välillä on. Taajuuden luonnollinen standardi on säteilyn taajuus atomien sähkömagneettisten siirtymien aikana. Kuvatun maailmankaikkeuden laajenemisen vaikutuksen vuoksi tämä taajuus pienenee. Näin ollen, kun tarkastellaan jonkin kaukaisen galaksin säteilyspektriä, sen kaikkien linjojen tulisi osoittautua punasiirtyneiksi verrattuna laboratoriospektreihin. Tämä punasiirtymäilmiö on Doppler-ilmiö (katso Radial Velocity) galaksien keskinäisestä "perääntymisestä", ja se havaitaan todellisuudessa.

Punasiirtymäarvo mitataan muuttuneen säteilytaajuuden suhteella alkuperäiseen. Taajuuden muutos on sitä suurempi, mitä suurempi on etäisyys havaittuun galaksiin.

Näin ollen mittaamalla punasiirtymä spektristä on mahdollista määrittää galaksien nopeudet v, joilla ne liikkuvat poispäin havainnoijasta. Nämä nopeudet liittyvät etäisyyksiin r tarkkailijaan Hubblen lain mukaan v = Hr; H:n arvoa kutsutaan Hubblen vakioksi.

H:n arvon tarkka määrittäminen liittyy suuriin vaikeuksiin. Pitkäaikaisten havaintojen perusteella arvo H ≈ (0,5÷1) 10 -10 vuosi -1 on tällä hetkellä hyväksytty.

Tämä H:n arvo vastaa galaksien taantuman nopeuden kasvua, joka vastaa noin 50-100 km/s jokaista etäisyyttä megaparsekkia kohden.

Hubblen lain avulla on mahdollista arvioida etäisyydet suurilla etäisyyksillä oleviin galaksiin niiden spektrissä mitattujen linjojen punasiirtymistä.

Taantuvien galaksien laki on johdettu maapallolta (tai voisi sanoa, galaksistamme) tehdyistä havainnoista, ja siten se kuvaa galaksien poistumista maasta (galaksistamme). Tästä ei kuitenkaan voida päätellä, että maa (galaksimme) on maailmankaikkeuden laajenemisen keskipiste. Yksinkertaiset geometriset rakenteet vakuuttavat meidät siitä, että Hubblen laki pätee tarkkailijalle, joka sijaitsee missä tahansa taantumaan osallistuvassa galaksissa.

Hubblen laajenemislaki osoittaa, että aikoinaan aine maailmankaikkeudessa oli erittäin suurien tiheyksien olosuhteissa. Aikaa, joka erottaa meidät tästä tilasta, voidaan ehdollisesti kutsua maailmankaikkeuden kaudeksi. Se määräytyy arvon mukaan

t V ~ 1/H ≈ (10÷20) 10 9 vuotta.

Koska valon nopeus on äärellinen, universumin äärellinen ikä vastaa universumin rajallista aluetta, jonka voimme havaita tällä hetkellä. Tässä tapauksessa maailmankaikkeuden kaukaisimmat havaittavissa olevat osat vastaavat sen evoluution varhaisimpia hetkiä. Näinä hetkinä universumissa voisi syntyä ja olla vuorovaikutuksessa erilaisia ​​alkuainehiukkasia. Analysoimalla prosesseja, jotka tapahtuivat tällaisten hiukkasten osallistuessa maailmankaikkeuden laajenemisen ensimmäisessä sekunnissa, teoreettinen kosmologia, joka perustuu alkuainehiukkasten teoriaan, löytää vastauksia kysymyksiin, miksi universumissa ei ole antiainetta ja jopa miksi. maailmankaikkeus laajenee.

Monet teorian ennusteet alkuainehiukkasten fysikaalisista prosesseista viittaavat energia-alueeseen, joka on saavuttamaton nykyaikaisissa maanpäällisissä laboratorio-olosuhteissa, esimerkiksi kiihdyttimissä. Universumin laajenemisen ensimmäiseen sekuntiin asti hiukkasia, joilla on tällainen energia, olisi kuitenkin pitänyt olla olemassa. Siksi fyysikot pitävät laajenevaa maailmankaikkeutta alkuainehiukkasten luonnollisena laboratoriona.

Tässä laboratoriossa voidaan tehdä "ajatuskokeita", analysoida, miten tietyn hiukkasen olemassaolo vaikuttaisi maailmankaikkeuden fysikaalisiin prosesseihin, miten yksi tai toinen teorian ennuste ilmestyisi tähtitieteellisissä havainnoissa.

Alkuainehiukkasten teoria liittyy universumin "piilotetun massan" selittämiseen. Selittääksemme, miten galaksit muodostuivat, kuinka ne liikkuvat galaksiryhmissä ja monia muita näkyvän aineen jakautumisen piirteitä, on välttämätöntä olettaa, että yli 80 % maailmankaikkeuden massasta on piilossa näkymättömiä, heikosti vuorovaikutuksessa olevia hiukkasia. Tässä suhteessa neutriinoista, joiden lepomassa ei ole nolla, sekä uusista hypoteettisista hiukkasista keskustellaan laajasti kosmologiassa.

Pimeän energian luonne on kiivasta keskustelun aihe. Hieman alle kolmekymmentä vuotta sitten löydetty maailmankaikkeuden näkymätön komponentti ei ole vieläkään saanut yhtä selitystä. On aika selvittää se: miksi pimeä energia aiheuttaa niin monia ongelmia, ja miten tiedemiehet yrittävät havaita sen?

Universumin muoto

Hyvällä tarkkuudella universumimme on avaruudellisesti homogeeninen ja isotrooppinen - se ei sisällä "erityisiä" pisteitä ja suuntia, joihin nähden sen ominaisuudet muuttuvat. Tällaista tilaa ei ole helppo luoda: on tarpeen ylläpitää tietty energiatiheys kaikista sen komponenteista.

Tiedemiehet tiesivät jo 1980-luvulla tarkalleen niin sanotun kriittisen tiheyden, joka takaa avaruudellisesti tasaisen universumin. Mutta saadut tulokset mittaamalla baryonisen aineen määrää galaktisissa klusteissa sekä tiheys, jonka alkuräjähdys voisi tarjota, osoittivat pikemminkin aineen alhaisen tiheyden avaruudessa.

Myös pallomaisten tähtijoukkojen, hyvin vanhojen tähtiryhmittymien, ikä puhui aineen puutteesta. Kävi ilmi, että tällaiset klusterit syntyivät ainakin 10 miljardia vuotta sitten: mutta alkuräjähdyksen jälkeen havaitun ainemäärän myötä maailmankaikkeuden laajenemisen olisi pitänyt vähitellen hidastua ja yleensä sen ikäarvio oli pienempi. Maailmamme osoittautui nuoremmaksi kuin sen osatekijät.

Tyypin Ia supernovat

Lopuksi tiedemiehet vakuuttuivat tarpeesta etsiä uutta energianlähdettä universumista Ia-tyypin supernovien avulla – tähdillä, joiden elinkaaren päättyy niin voimakkaaseen salamahdukseen, että se voidaan havaita maan päällä.

Kaksi tutkijaryhmää, Saul Perlmutterin johtama Supernova Cosmology Project ja Brian Schmidtin johtama High-Z Supernova Research Team, ehdottivat menetelmää maailman tehokkaimpien kaukoputkien käyttämiseksi supernovien tutkimiseen.

Läpimurron teki Chilessä työskentelevä tähtitieteilijä Mark Phillips: hän ehdotti uutta tapaa määrittää Ia-tyypin supernovien sisäinen kirkkaus, joka liittyy suoraan etäisyyteen taivaankappaleeseen. Toisaalta etäisyys joihinkin tähdistä voitaisiin määrittää käyttämällä Hubblen lakia, joka kuvaa objektin lähettämien fotonien aallonpituuden muutosta universumin laajenemisen seurauksena.

Kävi ilmi, että kaukaisten galaksien supernovat ovat paljon "vaaleampia": niiden valoisuus oli paljon pienempi kuin Hubblen lain mukaan lasketun etäisyyden perusteella ennustettiin. Toisin sanoen supernovien olisi pitänyt olla paljon kauempana: näin tiedemiehet ehdottivat ensimmäisen kerran, että maailmankaikkeus ei vain laajene, vaan kiihtyy.

Kaukaisten tyypin Ia supernovien havainnointi yhdessä yössä muutti tutkijoiden käsitystä maailmankaikkeudesta. Tutkimukset ovat osoittaneet, että noin 70 % energiatiheydestä on uusi, tuntematon komponentti, jolla on alipaine.

Kosmologi Michael Turner ehdotti myöhemmin termiä "pimeä energia", ja tutkijat kohtasivat uuden mysteerin: selittää sen esiintymisen luonne.

Voidaanko maailmankaikkeuden kiihtynyt laajeneminen selittää?

Tällä hetkellä on kolme teorialuokkaa, jotka väittävät olevansa pimeää energiaa. Ensimmäinen vaihtoehto olettaa energian olemassaoloa tyhjiössä: itse asiassa tämä oli paluu kosmologiseen vakioon, jota Einstein ehdotti ylläpitämään staattista maailmankaikkeutta. Uudessa versiossa tyhjiön tiheys on sama koko avaruudessa, mutta ei ole poissuljettua, että se voi muuttua ajan myötä.

Toinen vaihtoehto Saksalaisen fyysikon Christoph Wetterichin ehdottama kvintessenssi viittaa uuden kentän olemassaoloon - itse asiassa uusiin hiukkasiin, jotka vaikuttavat maailmankaikkeuden yleiseen tiheyteen. Tällaisten hiukkasten energia ei muutu vain ajan myötä, vaan myös avaruudessa: jotta pimeän energian tiheydessä ei olisi voimakkaita vaihteluita, hiukkasten on oltava riittävän kevyitä. Tämä on kenties kvintessenssin pääongelma: ehdotetut hiukkasten muunnelmat modernin fysiikan perusperiaatteiden mukaan eivät voi osoittautua kevyiksi, vaan päinvastoin, ne saavat merkittävän massan, eikä tällä hetkellä ole viitteitä. tästä skenaariosta on saatu.

Vastaanottaja kolmas vaihtoehto Sisältää erilaisia ​​muunnetun painovoiman teorioita, joissa massiivisten esineiden välinen vuorovaikutus ei noudata yleisen suhteellisuusteorian (GR) vakiolakeja. Painovoiman muunnelmia on monia, mutta toistaiseksi kokeissa ei ole löydetty poikkeamia yleisestä suhteellisuusteoriasta.

Pimeä energia, huolimatta sen valtavasta panoksesta universumin tilaan, "piiloutuu" itsepintaisesti tarkkailijoilta, ja vain sen ominaisuuksien epäsuoria ilmenemismuotoja tutkitaan. Niistä pääroolissa ovat baryonin akustiset värähtelyt, kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn anisotropia ja heikko gravitaatiolinssi.

Baryon-akustiset värähtelyt

Baryonin akustiset värähtelyt tai lyhennettynä BAO on havaittu säännöllinen muutos tavallisen baryonisen aineen tiheydessä suurissa mittakaavassa. Alkuperäisessä kuumassa kosmisessa plasmassa, joka koostui baryoneista ja fotoneista, kilpaili kaksi prosessia: toisaalta painovoiman vetovoima ja toisaalta aineen ja fotonien välisten reaktioiden aikana vapautuvan energian aiheuttama hylkiminen. Tällainen "vastus" johti akustisiin värähtelyihin, kuten ääniaaltoja ilmassa eri tiheyksillä olevien alueiden välillä.

Kun universumi jäähtyi, rekombinaatio tapahtui tietyllä hetkellä - yksittäisten hiukkasten oli kannattavampaa muodostaa atomeja, ja fotonit itse asiassa "vapautuivat" ja erottuivat aineesta. Samaan aikaan värähtelyjen vuoksi aine onnistui sirottamaan tietyn etäisyyden, jota kutsutaan äänihorisontiksi. Horisontin vaikutuksia havaitaan tällä hetkellä galaksien jakautumisessa universumissa.

Äänihorisontti itsessään on kosmologisesti ennustettavissa oleva suure. Se riippuu suoraan Hubble-parametrista, joka määrittää universumin laajenemisnopeuden, joka puolestaan ​​​​määräytyy myös pimeän energian parametrien mukaan.

CMB-säteilyä

Mikroaaltojäännössäteily on kaukainen alkuräjähdyksen "kaiku", joka täyttää universumin tasaisesti fotoneilla, joilla on lähes sama energia. Tällä hetkellä jäännesäteily on suurin rajoitusten lähde erilaisille kosmologisille malleille.

Instrumenttien herkkyyden kasvaessa todettiin kuitenkin, että kosminen mikroaaltotaustasäteily on anisotrooppista ja siinä on epähomogeenisuutta - joistakin suunnista tulee hieman enemmän fotoneja kuin toisista. Tällainen ero johtuu muun muassa myös epähomogeenisuuksien esiintymisestä aineen jakautumisessa, ja taivaan "kuumien" ja "kylmien" pisteiden jakautumisasteikko määräytyy pimeän energian ominaisuuksien mukaan.

Heikko painovoimalinssi

Toinen tärkeä vaikutus pimeän energian tutkimuksessa on gravitaatiopimeä linssi, joka koostuu valonsäteiden taipumisesta aineen kentässä. Linssoinnin avulla voit samanaikaisesti tutkia maailmankaikkeuden rakennetta ja sen geometriaa, eli aika-avaruuden muotoa.

Gravitaatiolinssityyppejä on erilaisia, joista kätevin pimeän energian tutkimiseen on heikko linssi, joka johtuu universumin laajamittaisen rakenteen aiheuttamasta valon taipumisesta, mikä johtaa kaukaisten galaksien kuvien hämärtymiseen.

Pimeä energia vaikuttaa samanaikaisesti sekä lähteen ominaisuuksiin, kuten etäisyyteen siihen, että kuvaa vääristävän tilan ominaisuuksiin. Siksi heikko linssi on jatkuvasti päivittyvien tähtitieteellisten tietojen valossa kaksinkertaisesti tärkeä tapa asettaa rajoja pimeän energian ominaisuuksille.

Pimeä energia on edelleen varjoissa

Yhteenvetona, mitä fyysikot onnistuivat oppimaan lähes kolmenkymmenen vuoden kokemuksella pimeän energian tutkimisesta?

Tiedetään suurella tarkkuudella, että pimeällä energialla on negatiivinen paine: lisäksi paineen riippuvuuden yhtälö energiatiheydestä määritetään suurella varmuudella, eikä millään muulla meille tunnetulla väliaineella ole sellaisia ​​ominaisuuksia.

Pimeä energia on spatiaalisesti homogeeninen, ja sen osuus energiatiheydestä tuli hallitsevaksi suhteellisen äskettäin, noin viisi miljardia vuotta sitten; samalla se vaikuttaa samanaikaisesti esineiden välisiin etäisyyksiin ja koko maailmankaikkeuden rakenteeseen.

Erilaiset kosmologiset kokeet mahdollistavat pimeän energian tutkimisen, mutta tällä hetkellä mittausvirheet ovat liian suuria tarkkojen ennusteiden tekemiseen. Toistaiseksi tiedemiehet ovat vielä selvästi kaukana vastaamasta kysymykseen pimeän energian luonteesta, joka on salaa hallinnut maailmankaikkeuden rakennetta miljardeja vuosia.

Amerikkalaisten tähtitieteilijöiden tutkimukset vahvistavat Anastasia Novykhin kirjoista saadut tiedot. Universumin laajenemisnopeus osoittautui paljon korkeammaksi kuin aiemmat laskelmat osoittivat. Tutkijat tulevat siihen johtopäätökseen, että tämä tosiasia voi viitata jonkinlaisen tumman säteilyn olemassaoloon tai suhteellisuusteorian epätäydellisyyteen. hyväksytty julkaistavaksi Astrophysical Journalissa.

Amerikkalainen astrofyysikko, Nobel-palkittu Adam Riess toteaa, että tämä löytö voi auttaa ymmärtämään, mitä pimeä aine on, sekä pimeää energiaa ja pimeää säteilyä. Tätä pidetään varsin tärkeänä, koska nykyajan tutkijoiden mukaan pimeän aineen erilaiset yhdistelmät muodostavat yli 95% kokonaismäärästä. maailmankaikkeuden massat.

Aikaisemmin universumin laajenemisnopeuden mittaamiseen tutkittiin kaukaisia ​​supernoveja ja käytettiin tietoja WMAP- ja Planck-luotaimista, jotka tutkivat alkuräjähdyksen mikroaalto "kaikua". Uudessa tutkimuksessa astrofyysikot päättivät muuttaa taktiikkaansa ja alkoivat tarkkailla naapurigalaksien suhteellisen lähellä olevia muuttuvia tähtiä. Näitä tähtiä kutsutaan kefeideiksi. Ne kiinnostavat tutkijoita, koska niiden pulsaatiolla voidaan laskea tarkasti etäisyydet kaukana oleviin avaruuskohteisiin. Adam Riessin tiimi on Hubble-avaruusteleskooppia käyttänyt havainnut tällaisia ​​tähtiä 18 läheisessä galaksissa, jotka ovat äskettäin kokeneet tyypin 1 supernovaräjähdyksiä. Tutkimuksen tuloksena oli mahdollista laskea etäisyys näihin esineisiin, mikä auttoi selventämään Hubble-vakion arvoa ja vähentämään sen laskennan virhettä 3 prosentista 2,4 prosenttiin. Tuloksena kävi ilmi, että kaksi galaksia, jotka sijaitsevat 3 miljoonan valovuoden etäisyydellä toisistaan, lentää toisistaan ​​nopeudella 73 kilometriä sekunnissa. Näin saatiin odottamaton tulos: nopeus osoittautui huomattavasti suuremmaksi kuin WMAP:lla ja Planckilla saaduissa laskelmissa. Tämä nopeusarvo ei voi selittää olemassa olevia tieteellisiä näkemyksiä maailmankaikkeuden syntymekanismista ja pimeän energian luonteesta.

NASA / ESA / A.Riess valokuvat

Adam Riess ehdottaa, että maailmankaikkeuden näin korkea laajenemisnopeus saattaa viitata siihen, että "kiihtymisprosessissa" on pimeän energian lisäksi mukana toinen. näkymätöntä ainetta. Tiedemies kutsui sitä "pimeäksi säteilyksi" (pimeä säteily). Tutkijoiden mukaan tämä "säteily" on ominaisuuksiltaan samanlainen kuin niin sanotut steriilet neutriinot, ja se oli olemassa universumin elämän alkuaikoina, jolloin sitä hallitsi energia, ei aine. Tiedemiehet toivovat, että lisätutkimukset Hubble-teleskoopilla ja parannettu havaintojen tarkkuus auttavat ymmärtämään, tarvitaanko "tummaa säteilyä" todella selittämään odottamattomia tuloksia universumin laajenemisnopeutta koskevissa tutkimuksissa.

Sen tosiasian, että maailmankaikkeus ei seiso paikallaan, vaan laajenee vähitellen, todisti tähtitieteilijä Edwin Hubble vuonna 1929. Hän teki tämän löydön tarkkailemalla kaukaisten galaksien liikettä. 1990-luvun lopulla tutkiessaan tyypin 1 supernoveja astrofyysikot onnistuivat havaitsemaan, että maailmankaikkeus ei laajene vakionopeudella, vaan kiihtyvällä vauhdilla. Sitten pääteltiin, että syynä tähän on pimeä energia.

On mielenkiintoista, että nykyaikaisen tähtitieteen alan tutkimuksen tulokset vahvistavat usein monien planeetan kansojen muinaisista legendoista saadut tiedot. Nämä kulttuurimonumentit sisältävät hämmästyttävää tietoa universumin syntymisestä primääriäänen kautta (joka edelleen havaitaan tiettyjen säteilyjen taustan muodossa) sekä tietoa maailmanjärjestyksestä. Riittää, kun muistaa laajalti tunnetut kosmogoniset myytit dogoneista ja bambarasta. Osittain oli mahdollista ymmärtää tiedot, jotka tämä kansa säilytti hiljattain tähtitieteen löytöjen ansiosta. Mutta dogonin myyteissä on säilynyt myös sellaista tietoa, että nykyajan fysiikan kehitystaso ei vielä pysty antamaan sille tieteellistä selitystä.

Palatakseni kysymykseen universumin laajenemisesta, on syytä huomata, että uuden tutkimuksen tulokset vahvistavat sen, mikä julkaistiin monta vuotta sitten Anastasia Novykhin kirjoissa, ja lisäksi tehty löytö on vain pieni osa sen sisältämästä tiedosta. näissä kirjoissa. Esimerkiksi kirjoissa "Sensei-4" ja "AllatRa" On huomattava, että maailmankaikkeuden liike tapahtuu spiraalissa. Yleisesti, spiraaliliikettä on lupaava tutkimussuunta, se ilmenee kaikissa aineellisen maailman prosesseissa. Mutta mielenkiintoisin asia on, että kirjoittajan kirjat eivät kuvaa vain universumin syntyprosessia, vaan tarjoavat myös tietoa siitä, mitä tapahtuu ja tapahtuu sen laajentumisen seurauksena. Myös kirjoissa ovat arvokkaita tieto aineen taustalla olevasta voimasta ja kaikista sen vuorovaikutuksista, suoritettiin analyysi nykyaikaisista tieteellisistä näkemyksistä tähtitieteellisten ilmiöiden tutkimisen alalla, analyysi muinaisista legendoista kaikkialta maailmasta ja paljon muuta, josta voi tulla sysäys modernin tieteen maamerkkilöytöille.

Esimerkiksi AllatRa-kirja sisältää varsin mielenkiintoista tietoa maailmankaikkeuden kokonaismassasta:

Rigden: ... Aineen määrä (sen tilavuus, tiheys ja niin edelleen) ja se tosiasia, että se on läsnä maailmankaikkeudessa, eivät vaikuta universumin kokonaismassaan. Ihmiset ovat tottuneet havaitsemaan aineen sen luontaisen massan kanssa vain kolmiulotteisen avaruuden asemasta. Mutta ymmärtääksemme paremmin tämän kysymyksen merkitystä, on välttämätöntä tietää maailmankaikkeuden moniulotteisuus. Näkyvän, eli ihmisille tutun aineen kaikessa monimuotoisuudessa (mukaan lukien ns. nyt "alkuainehiukkaset") tilavuus, tiheys ja muut ominaisuudet muuttuvat jo viidennessä ulottuvuudessa. Mutta massa pysyy muuttumattomana, koska se on osa yleistä tietoa tämän aineen "elämästä" kuudenteen ulottuvuuteen asti. Aineen massa on vain tietoa aineen vuorovaikutuksesta toisen kanssa tietyissä olosuhteissa. Kuten olen jo sanonut, järjestetty tieto luo ainetta, asettaa sen ominaisuudet, mukaan lukien massan. Kun otetaan huomioon aineellisen universumin moniulotteisuus, sen massa on aina nolla. Aineen kokonaismassa universumissa on valtava vain kolmannen, neljännen ja viidennen ulottuvuuden tarkkailijoille...

Anastasia: Onko maailmankaikkeuden massa nolla? Tämä viittaa myös maailman harhaanjohtavaan luonteeseen sellaisenaan, joka mainittiin monissa muinaisissa maailman kansojen legendoissa...

Rigden: Tulevaisuuden tiede, jos se valitsee kirjoissasi osoittaman polun, pystyy vastaamaan kysymyksiin universumin alkuperästä ja sen keinotekoisesta luomisesta.

Lue jatko AllatRa-kirjasta, s. 42

Tieteessä vallitsevien näkemysten mukaan "jos universumin kiihtyvä laajeneminen jatkuu loputtomiin, niin galaksien superjoukkomme ulkopuolella olevat galaksit menevät ennemmin tai myöhemmin tapahtumahorisontin ulkopuolelle ja muuttuvat meille näkymättömiksi, koska niiden suhteellinen nopeus on ylittää valon nopeuden."

Universumin laajenemisprosessista on toinenkin näkemys, joka voidaan jäljittää maailman kansojen myyteissä, joissa sanottiin päivien lyhentämisestä ja Primääriäänestä. Kirjasta "Sensei-4" voit lukea seuraavaa:

”…Lähitulevaisuudessa ihmiskunta kohtaa jälleen toisen maailmankaikkeuden ilmiön. Universumin lisääntyvän kiihtyvyyden ja Allatin voiman ehtymisen vuoksi ihmiskunta tuntee ajan nopean lyhenemisen. Ilmiö on se, että ehdolliset 24 tuntia vuorokaudessa säilyvät ennallaan, mutta aika lentää paljon nopeammin. Ja ihmiset tuntevat tämän aikavälien nopean pienenemisen sekä fyysisellä tasolla että intuitiivisen havainnon tasolla.
- Se liittyy siis nimenomaan maailmankaikkeuden laajenemiseen? - Nikolai Andreevich selvensi.
- Joo. Kasvavan kiihtyvyyden myötä. Mitä enemmän maailmankaikkeus laajenee, sitä nopeammin aika kuluu, ja niin edelleen, kunnes aineen täydellinen tuhoutuminen tapahtuu.

Kiitos tutkijoille, jotka kiinnostuivat A. Novykhin kirjojen tiedosta ja alkoivat syventyä niiden olemukseen, raportti "PRIMORDIAL ALLATRA PHYSICS" on äskettäin julkaistu. Kuten raportissa on kirjoitettu, tieteellisen tutkimuksen tiedon pääkirjanmerkki teki kirjoittaja teoksissa "AllatRa" ja "Ezoosmos". Tiedemiesten raportissa tekijän kirjoista saatuja tietoja on täydennetty uudella tiedolla. Erityisesti ilmaantuvat sellaiset käsitteet kuten etoosminen ruudukko, septonikenttä, septoni, jotka ovat olennaisia ​​maailmassa tapahtuvien prosessien ymmärtämisessä sekä mikro- että makrotasolla.

"Materiaalisen universumin ytimessä on eräänlainen "tilakehys", ei-aineellinen rakenne on EZOOSMINEN VERKKO. Kolmiulotteisen ulottuvuuden asukkaan mielestä tämä energia"rakenne" kokonaisuutena muistuttaisi vahvasti litistynyt esine ulkoääriviivaltaan, suunnilleen litteän tiilen kaltainen, jonka korkeus on sivuttais ja jonka reuna on 1/72 sen pohjan koosta. Toisin sanoen etsoosmisella ruudukolla on litteä geometria. Universumin laajenemista rajoittaa etsoosmisen ruudukon koko.

Ezoosmisessa ruudukossa on 72 ulottuvuutta (huomaa: lisätietoja 72 ulottuvuudesta on AllatRa-kirjassa). Kaikki, mitä nykyaikainen tiede kutsuu "aineelliseksi maailmankaikkeudeksi", on olemassa vain kuuden ensimmäisen ulottuvuuden sisällä, ja loput 66 ulottuvuutta ovat pohjimmiltaan ohjaavia superrakenteita, jotka sisältävät "aineellisen maailman" tietyissä rajoittavissa rajoissa - kuusi ulottuvuutta. Muinaisen tiedon mukaan 66 ulottuvuutta (7-72 mukaan lukien) kuuluu myös aineelliseen maailmaan, mutta ne eivät ole sellaisia.

Ezoosmisen verkon ulkopuolella, mikä on vahvistettu myös maailman eri kansojen muinaisissa pyhissä perinteissä, on henkinen maailma - laadullisesti erilainen maailma, jolla ei ole mitään tekemistä aineellisen maailman, sen lakien ja ongelmien kanssa.