Minecraft on yksi tämän hetken suosituimmista tietokonepeleistä. Jos käännät sanan kirjaimellisesti, pelin nimi tarkoittaa "kaivostyötä". Minecraft on indie-peli, jonka genre on määritelty "hiekkalaatikoksi", joka sisältää selviytymisen ja avoimen maailman elementtejä. Jos puhumme pelin tyylistä, niin se koostuu kokonaan niin sanotuista lohkoista, joihin kuuluvat väkijoukot, maisema, esineet ja lopuksi itse pelaaja. Teksturointiin peli käyttää erikoislaatuista matalaresoluutioista tekstuuria, tietokoneen termein resoluutio on 16 * 16 tekseliä.

Minecraft-tietokonepelin on kehittänyt ruotsalainen ohjelmoija Markus Persson, joka tunnetaan paremmin salanimellä Notch. Pelin oli alun perin tarkoitus olla Infiniminerin klooni, mutta Mr. Person ilmaisi halunsa tehdä pelistä samanlainen kuin Dwarf Fortress. Minecraft-peli kirjoitettiin Java-alustalle käyttämällä LWJGL-kirjastoa.

Minecraftin kehitys kesti noin viikon, vasta sen jälkeen sen luomisesta ilmoitettiin ensimmäisen kerran foorumeilla, kuten TIGSource. Tällä foorumilla Minecraft-pelin luomisen aihe aiheutti kohua käyttäjien keskuudessa, minkä jälkeen luotiin erityinen foorumi, joka oli kokonaan omistettu Minecraft-pelille.

"Market Leader" -lehden analyytikoiden toimittamien tietojen perusteella voimme sanoa seuraavaa:
1. Internetin suosituin "Minecraft" on seuraavissa tiloissa:
-, Yandexissä he syöttävät "Minecraftin" 100,09 kertaa 1000 ihmistä kohti;

Kun aloitat pelin ensimmäisen kerran, hahmosi löytää itsensä maailmasta, joka on monella tapaa samanlainen kuin todellinen: vihreiden nurmikoiden ympäriltä, ​​jotka väistyvät metsille, vuorille ja aavikolle. Kaiken tämän läpi virtaavat joet, jotka virtaavat suuriin meriin ja valtameriin. Tässä maailmassa on kuitenkin melko epätavallisia olentoja, voit löytää outoja materiaaleja, mutta muuten se on melko tavallista. Ja pelaajat uskovat, että hän on ainoa. Tämä on melko vakava virhe, koska todellisuudessa he menettävät paljon. Itse asiassa Minecraftissa on kaukana yhdestä maailmasta. On kaksi muuta rinnakkaista, joihin pääset portaaleja käyttämällä. Myös muita sijainteja lisätään modien avulla. Tässä artikkelissa opit "Minecraftissa" eri maailmassa kuin alkuperäinen. Loppujen lopuksi portaalit ovat ainoa tapa liikkua maailmojen välillä, joten sinun on opittava luomaan niitä.

Portaali Alankomaihin

Ensimmäinen ylimääräinen maailma, jossa voit vierailla, on Nether, jota useimmat pelaajat kutsuvat yksinkertaisesti "Minecraftiksi" helvetin maailmaan? Menestyksen resepti on hyvin yksinkertainen, mutta sinulla voi olla vaikeuksia saada materiaalia. Tosiasia on, että portaalin tulee koostua obsidiaanista, jota ei synny maailmassa luomisen yhteydessä. Etkä voi tehdä sitä. Miten se sitten saadaan?

Tässä sinun on tiedettävä yksi temppu. Sinun on varmistettava, että virtaava vesi pääsee laavalähteeseen, muuten saat tavallisia mukulakiviä obsidiaanien sijaan. Portaalin luomiseen tarvitset neljätoista obsidiaanilohkoa, ja jos olet jo hankkinut ne, voit aloittaa itse portaalin rakentamisen. Sen käytävän tulisi olla kaksi kertaa kolme lohkoa, eli lopulta saat suorakulmion, jonka keskellä on tyhjä tila. Sen täyttämiseen tarvitset sytyttimen, joka on valmistettu piikivistä ja rautaharkosta. Sinun on aktivoitava portaalin vieressä oleva sytytin, jolloin sen sisällä oleva tyhjiö peitetään violetilla kerroksella, jonka kautta pääset jo helvettiin. Tämä ei kuitenkaan ole ainoa käytettävissäsi oleva vaihtoehto. Opi luomaan Minecraftissa portaali Endin maailmaan.

Portaali loppuun

Toinen pelin alkuperäisessä versiossa oleva maailma on End. Jos mietit portaalin luomista Minecraftissa End-maailmaan, sinun tulee miettiä kahdesti. Tosiasia on, että matka on yksisuuntainen: kehittäjät lisäsivät tämän maailman, jotta pelaamiseen kyllästyneet pelaajat eivät hylkää prosessia, vaan vievät sen loppuun teleportoimalla viimeiseen maailmaan ja tappamalla pääpomon - lohikäärmeen. Sinun ei tarvitse rakentaa tätä portaalia - sinun tarvitsee vain aktivoida se. Tätä varten sinun on tapettava Endermans ja Blazes in the Lower World yhdistääksesi silmät ja jauhe, josta saadaan juuri ne elementit, jotka sinun pitäisi työntää portaalin reikiin. Löydät sen vankityrmistä - nämä ovat luonnollisia rakenteita, ja aktivoit portaalin heti, kun asetat vastaanotetut kivet.

Portaali paratiisiin

Suosituin modin lisäämä maailma on Paradise. Portaali siihen luodaan samalla tavalla kuin helvettiin, vain obsidiaanien sijaan sinun on löydettävä hehkukivi - materiaali, jota voidaan louhia vain alemmasta maailmasta. Kun olet luonut saman kaaren, sinun on kaadettava siihen vettä. Sininen verho ilmestyy, jonka läpi sinun on mentävä löytääksesi itsesi uudesta maailmasta.

Toiset maailmat

Voit myös luoda portaalin Herobrinen maailmaan Minecraftissa - tämä on vain yksi monista esimerkeistä. Kaikki ne ovat epävirallisia ja ne lisätään peliin muokkauksin. Mutta voit valita, mistä pidät eniten, ladata, asentaa ja alkaa matkustaa tuntemattomien paikkojen läpi. Lisää Minecraftiin portaali Endermenien maailmaan ja moniin muihin mielenkiintoisiin ja kiehtoviin maailmoihin!

Jos uteliaisuudesta otamme käsiimme hakuteoksen tai jonkin populaaritieteellisen oppaan, törmäämme varmasti johonkin universumin syntyteorian versiosta - niin sanottuun "big bang" -teoriaan. Lyhyesti sanottuna tämä teoria voidaan ilmaista seuraavasti: aluksi kaikki aine puristettiin yhteen "pisteeseen", jonka lämpötila oli epätavallisen korkea, ja sitten tämä "piste" räjähti valtavalla voimalla. Räjähdyksen seurauksena atomeja, aineita, planeettoja, tähtiä, galakseja ja lopulta elämää muodostui vähitellen superkuumasta subatomisten hiukkasten pilvestä, joka laajeni vähitellen kaikkiin suuntiin.

Samaan aikaan maailmankaikkeuden laajeneminen jatkuu, eikä tiedetä kuinka kauan se jatkuu: ehkä se joskus saavuttaa rajansa.

Kosmologian johtopäätökset perustuvat sekä fysiikan lakeihin että havaintoastronomian tietoihin. Kuten kaikilla tieteillä, myös kosmologialla on rakenteessaan empiirisen ja teoreettisen tason lisäksi myös filosofisten lähtökohtien, filosofisten perusteiden taso.

Siten nykyaikainen kosmologia perustuu olettamukseen, että luonnonlait, jotka on vahvistettu tutkimalla hyvin rajoitettua osaa universumista, useimmiten maaplaneetalla tehtyjen kokeiden perusteella, voidaan ekstrapoloida paljon suuremmille alueille, viime kädessä. koko universumille.

Tämä oletus luonnonlakien stabiilisuudesta tilassa ja ajassa kuuluu modernin kosmologian filosofisten perusteiden tasolle.

Modernin kosmologian syntyminen liittyy relativistisen painovoimateorian luomiseen - Einsteinin (1916) yleiseen suhteellisuusteoriaan.

Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian yhtälöistä seuraa aika-avaruuden kaarevuutta ja kaarevuuden suhdetta massan (energian) tiheyteen.

Soveltamalla yleistä suhteellisuusteoriaa koko universumiin Einstein havaitsi, ettei ole olemassa sellaista yhtälöratkaisua, joka vastaisi universumia, joka ei muutu ajan myötä.

Einstein kuitenkin kuvitteli maailmankaikkeuden paikallaan olevan. Siksi hän lisäsi saatuihin yhtälöihin lisätermin, joka varmistaa universumin stationaarisuuden.

Neuvostoliiton matemaatikko A.A. Fridman ratkaisi 1920-luvun alussa ensimmäisenä yleisen suhteellisuusteorian yhtälöt koko maailmankaikkeudelle asettamatta stationaarisuusehtoja.

Hän osoitti, että maailmankaikkeuden, joka on täynnä gravitaatioainetta, täytyy laajentua tai supistua.

Friedmanin saamat yhtälöt muodostavat modernin kosmologian perustan.

Vuonna 1929 amerikkalainen tähtitieteilijä E. Hubble julkaisi artikkelin "Etäisyyden ja ekstragalaktisten sumujen radiaalisen nopeuden välinen suhde", jossa hän päätteli: "Kaukaiset galaksit liikkuvat pois meistä nopeudella, joka on verrannollinen etäisyyteen meistä.

Tämän johtopäätöksen teki Hubble tietyn fyysisen vaikutuksen - punasiirtymän - empiirisen toteamisen perusteella.

lähteen spektrin viivojen aallonpituuksien kasvu (linjojen siirtyminen kohti spektrin punaista osaa) verrattuna vertailuspektrien viivoihin galaksien spektrien Doppler-ilmiön vuoksi.

Hubblen löytö punasiirtymäilmiöstä, galaksien taantumasta, on käsitteen laajeneva maailmankaikkeus perusta.

Nykyaikaisten kosmologisten käsitteiden mukaan maailmankaikkeus laajenee, mutta laajenemiskeskusta ei ole: mistä tahansa pisteestä universumissa laajenemiskuvio on sama, eli kaikilla galakseilla on niiden etäisyyteen verrannollinen punasiirtymä.

Itse tila näyttää olevan täynnä.

Jos piirrät galakseja ilmapallolle ja alat täyttää sitä, niiden väliset etäisyydet kasvavat ja mitä nopeammin, sitä kauempana ne ovat toisistaan. Ainoa ero on, että palloon piirretyt galaksit itse kasvattavat kokoaan, kun taas todelliset tähtijärjestelmät kaikkialla universumissa säilyttävät tilavuutensa painovoiman takia.

Yksi suurimmista ongelmista, joita "alkuräjähdys" -teorian kannattajat kohtaavat, on juuri se, että mitään heidän ehdottamistaan ​​maailmankaikkeuden syntymiselle ei voida kuvata matemaattisesti tai fyysisesti.

Alkuräjähdyksen perusteorioiden mukaan maailmankaikkeuden alkutila oli äärettömän pieni piste, jolla oli äärettömän korkea tiheys ja äärettömän korkea lämpötila. Tällainen tila ylittää kuitenkin matemaattisen logiikan rajat, eikä sitä voida kuvata muodollisesti. Todellisuudessa maailmankaikkeuden alkutilasta ei siis voida sanoa mitään varmaa, ja tässä esitetyt laskelmat epäonnistuvat. Siksi tämä tila on saanut tiedemiesten keskuudessa nimen "ilmiö".

Koska tätä estettä ei ole vielä ylitetty, suurelle yleisölle tarkoitetuissa populaaritieteellisissä julkaisuissa "ilmiön" aihe yleensä jätetään kokonaan pois, ja erikoistuneissa tieteellisissä julkaisuissa ja julkaisuissa, joiden kirjoittajat yrittävät jotenkin selviytyä tästä matemaattisesta ongelmasta, käsitellään "ilmiöistä" puhutaan tieteellisesti mahdottomina hyväksyä, kertovat Cambridgen yliopiston matematiikan professori Stephen Hawking ja Kapkaupungin yliopiston matematiikan professori J.F.R. Ellis kirjassaan "The Long Scale of Space-Time Structure" : “Tuloksemme tukevat käsitystä, että maailmankaikkeus sai alkunsa rajallinen määrä vuosia sitten.

Universumin syntyteorian - niin sanotun "ilmiön" - lähtökohta on kuitenkin tunnettujen fysiikan lakien ulkopuolella.

Miten maailmankaikkeuden laajeneminen havaittiin?

Sitten meidän on myönnettävä, että "ilmiön", tämän "big bang" -teorian kulmakiven, perustelemiseksi on myönnettävä mahdollisuus käyttää tutkimusmenetelmiä, jotka ylittävät modernin fysiikan rajat.

"Ilmiö", kuten mikä tahansa muu "universumin alun" lähtökohta, johon liittyy jotain, jota ei voida kuvata tieteellisillä kategorioilla, on edelleen avoin kysymys.

Herää kuitenkin seuraava kysymys: mistä "ilmiö" itse tuli, miten se muodostui? Loppujen lopuksi "ilmiön" ongelma on vain osa paljon suurempaa ongelmaa, maailmankaikkeuden alkutilan lähteen ongelmaa. Toisin sanoen, jos maailmankaikkeus puristettiin alun perin pisteeksi, mikä sitten toi sen tähän tilaan? Ja vaikka hylkäämme teoreettisia vaikeuksia aiheuttavan "ilmiön", kysymys jää silti: kuinka universumi muodostui?

Yrittääkseen kiertää tämän vaikeuden jotkut tutkijat ehdottavat niin sanottua "sykkivän universumin" teoriaa.

Heidän mielestään maailmankaikkeus on ääretön, yhä uudelleen ja uudelleen, se kutistuu tiettyyn pisteeseen, sitten se laajenee joihinkin rajoihin. Tällaisella universumilla ei ole alkua eikä loppua, on vain laajenemis- ja supistumissykli. Samanaikaisesti hypoteesin kirjoittajat väittävät, että maailmankaikkeus on aina ollut olemassa, mikä on näennäisesti täysin poistanut kysymyksen "maailman alkamisesta".

Mutta tosiasia on, että kukaan ei ole vielä esittänyt tyydyttävää selitystä pulsaation mekanismista.

Miksi universumi sykkii? Mitkä ovat syyt siihen? Fyysikko Steven Weinberg kirjassaan "The First Three Minutes" osoittaa, että jokaisella universumin seuraavalla pulsaatiolla fotonien määrän ja nukleonien lukumäärän suhteen täytyy väistämättä kasvaa, mikä johtaa uusien pulsaatioiden sammumiseen.

Weinberg päättelee, että tällä tavalla maailmankaikkeuden sykkimisjaksojen lukumäärä on äärellinen, mikä tarkoittaa, että niiden on jossain vaiheessa loputtava. Siksi "sykkivällä universumilla" on loppu, ja siksi sillä on alku.

Vuonna 2011 fysiikan Nobel-palkinto myönnettiin Supernova Cosmology -projektiin osallistuneelle Saul Perlmutterille Lawrence Berkeley National Laboratorysta sekä High-z Supernova -tutkimusryhmän jäsenille Brian P.

Schmidt Australian National Universitystä ja Adam G. Riess Johns Hopkinsin yliopistosta.

Kolme tiedemiestä jakoi palkinnon, kun he huomasivat, että universumin laajeneminen kiihtyy tarkkailemalla kaukaisia ​​supernoveja. He tutkivat erityistä tyypin Ia supernovaa.

Nämä ovat räjähtäneitä vanhoja kompakteja tähtiä, jotka ovat Aurinkoa raskaampia, mutta Maan kokoisia. Yksi tällainen supernova voi lähettää yhtä paljon valoa kuin koko galaksi tähtiä. Kaksi tutkijaryhmää onnistui havaitsemaan yli 50 kaukaista supernovaa Ia, joiden valo osoittautui odotettua heikommaksi.

Tämä oli todiste siitä, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy. Tutkimus törmäsi toistuvasti mysteereihin ja monimutkaisiin ongelmiin, mutta lopulta molemmat tutkijaryhmät tulivat samoihin johtopäätöksiin maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisestä.

Tämä löytö on todella hämmästyttävä.

Tiedämme jo, että noin 14 miljardia vuotta sitten tapahtuneen alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus alkoi laajentua. Kuitenkin löytö, että tämä laajentuminen kiihtyy, hämmästytti löytäjät itse.

Salaperäisen kiihtyvyyden syynä on hypoteettinen pimeä energia, jonka arvioidaan muodostavan noin kolme neljäsosaa maailmankaikkeudesta, mutta joka on silti nykyajan fysiikan suurin mysteeri.

Tähtitiede

Tähtitiede->Laajeneva universumi->

Online-testaus

materiaalia Stephen Hawkingin ja Leonard Mlodinovin kirjasta "Ajan lyhyin historia"

Doppler-ilmiö

1920-luvulla, kun tähtitieteilijät alkoivat tutkia muiden galaksien tähtien spektrejä, löydettiin jotain hyvin mielenkiintoista: ne osoittautuivat samoiksi tunnusomaisiksi puuttuvien värien joukoiksi kuin omassa galaksissamme olevat tähdet, mutta ne kaikki olivat siirtyneet kohti galaksia. spektrin punainen pää. , ja samassa suhteessa.

Fyysikoille väri- tai taajuusmuutos tunnetaan Doppler-efektinä.

Me kaikki tiedämme, kuinka tämä ilmiö vaikuttaa ääneen. Kuuntele ohi kulkevan auton ääntä.

Laajentuva Universumi

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 suurempi määrä 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 aallonpituudet lyhenevät ja niiden taajuus kasvaa. 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.

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. 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.

Universumin laajeneminen

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 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.

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, että 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 fyysikkaa, Bob Dick ja Jim Peebles, kiinnostuivat myös mikroaaltouuneista.

He tutkivat George (George) Gamow'n oletusta, että maailmankaikkeus oli kehityksen alkuvaiheessa hyvin tiheä ja kuuma. Dick ja Peebles uskoivat, 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.

Kaikki galaksit etääntyvät toisistaan.

Tämä muistuttaa värillisten pisteiden leviämistä täytetyn ilmapallon pinnalle. Pallon koon kasvaessa myös kahden pisteen väliset etäisyydet kasvavat, mutta tässä tapauksessa yhtäkään täplistä ei voida pitää laajenemiskeskuksena.

Lisäksi, jos ilmapallon säde kasvaa jatkuvasti, niin mitä kauempana sen pinnan täplät ovat, sitä nopeammin ne poistuvat 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 sekunti laajenemisen alkamisen jälkeen toisistaan ​​kaksikymmentä senttimetriä, jolloin niiden suhteellinen nopeus on kymmenen senttimetriä sekunnissa. Nopeus, jolla mikä tahansa kaksi galaksia siirtyy pois toisistaan, on verrannollinen niiden väliseen etäisyyteen.

Siten galaksin punasiirtymän pitäisi olla suoraan verrannollinen sen etäisyyteen meistä - tämä on sama riippuvuus, jonka Hubble myöhemmin havaitsi. Venäläinen fyysikko ja matemaatikko Alexander Fridman onnistui vuonna 1922 ehdottamaan onnistunutta mallia ja ennakoimaan Hubblen havaintojen tuloksia, hänen työnsä jäi lännessä lähes tuntemattomaksi, kunnes vuonna 1935 amerikkalainen fyysikko Howard Robertson ja brittiläinen matemaatikko ehdottivat samanlaista mallia. Arthur Walker, jo Hubblen löydön jälkeen. universumin laajeneminen.

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.

Kolme universumin laajenemistyyppiä

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 lähentyä 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.

Maailmankaikkeus on niin suuri, että sinun täytyy liikkua valoa nopeammin, jotta ehdit päättää matkan siitä, mihin aloitit, ja tällaiset nopeudet ovat kiellettyjä (suhteellisuusteorian mukaan). 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 alle 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 esiintymisen 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.

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 monimutkaistaakseen ongelmaa, viimeaikaiset havainnot ovat osoittaneet sen universumin 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. Einstein saattoi kuitenkin olla oikeassa, kun hän lisäsi kosmologisen vakion (ja vastaavan antigravitaatiovaikutuksen) yhtälöihinsä.

Einsteinin virhe

Universumin laajeneminen olisi voitu ennustaa milloin tahansa 1800- tai 1700-luvulla ja jopa 1700-luvun lopussa.

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 yhtäloihin keinotekoisesti erikoistermin, 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!

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!

universumi(kreikan kielestä "oecumene" - asuttu, asuttu maa) - "kaikki olemassa oleva", "kattava maailmankokonaisuus", "kaikkien asioiden kokonaisuus"; näiden termien merkitys on moniselitteinen ja sen määrää käsitteellinen asiayhteys.

"Universumin" käsitteellä on ainakin kolme tasoa.

1. Universumilla filosofisena ideana on merkitys, joka on lähellä "universumin" tai "maailman" käsitettä: "aineellinen maailma", "luotu olento" jne. Sillä on tärkeä rooli eurooppalaisessa filosofiassa. Universumin kuvat filosofisissa ontologioissa sisällytettiin maailmankaikkeuden tieteellisen tutkimuksen filosofisiin perusteisiin.

2. Universumi fyysisessä kosmologiassa tai universumi kokonaisuudessaan on kosmologisten ekstrapolaatioiden kohde.

Perinteisessä mielessä - kattava, rajoittamaton ja pohjimmiltaan ainutlaatuinen fyysinen järjestelmä ("Universumi julkaistaan ​​yhtenä kappaleena" - A. Poincaré); aineellinen maailma fysikaalisesta ja tähtitieteellisestä näkökulmasta tarkasteltuna (A.L. Zelmanov). Universumin eri teorioita ja malleja pidetään tästä näkökulmasta eriarvoisina saman alkuperäisen kanssa.

Tällainen käsitys maailmankaikkeudesta kokonaisuutena perusteltiin eri tavoin: 1) viittaamalla "ekstrapoloinnin olettamukseen": kosmologia väittää nimenomaan edustavansa tietojärjestelmässä kokonaisvaltaista maailmaa sen käsitteellisten keinojen avulla, ja kunnes päinvastainen on todistettu, nämä väitteet on hyväksyttävä kokonaisuudessaan; 2) loogisesti - universumi määritellään kattavaksi maailmankokonaisuudeksi, eikä muita universumeja voi määritelmän mukaan olla olemassa jne. Klassinen newtonilainen kosmologia loi kuvan universumista, joka on ääretön tilassa ja ajassa, ja ääretöntä pidettiin universumin attribuutioominaisuutena.

On yleisesti hyväksyttyä, että Newtonin ääretön homogeeninen universumi "tuhosi" muinaisen kosmoksen. Tieteelliset ja filosofiset kuvat maailmankaikkeudesta elävät kuitenkin edelleen rinnakkain kulttuurissa ja rikastavat toisiaan.

Newtonin maailmankaikkeus tuhosi kuvan muinaisesta kosmoksesta vain siinä mielessä, että se erotti ihmisen maailmankaikkeudesta ja jopa vastusti niitä.

Ei-klassisessa, relativistisessa kosmologiassa, maailmankaikkeuden teoria rakennettiin ensin.

Sen ominaisuudet osoittautuivat täysin erilaisiksi kuin Newtonin. Friedmanin kehittämän laajenevan maailmankaikkeuden teorian mukaan universumi kokonaisuutena voi olla sekä äärellinen että ääretön avaruudessa, mutta ajallisesti se on joka tapauksessa äärellinen, ts.

oli alku. A.A. Fridman uskoi, että maailma tai universumi kosmologian kohteena "on äärettömän kapeampi ja pienempi kuin filosofin maailmankaikkeus". Päinvastoin, suurin osa kosmologeista identifioi yhtenäisyysperiaatteen perusteella laajenevan maailmankaikkeuden mallit metagalaksimme kanssa. Metagalaksin laajentumisen alkuhetkeä pidettiin absoluuttisena "kaiken alkuna", kreationistisesta näkökulmasta - "maailman luomisena". Jotkut relativistiset kosmologit, jotka pitivät yhtenäisyyden periaatetta riittämättömästi perusteltuna yksinkertaistuksena, pitivät universumia kattavana fyysisenä järjestelmänä, joka on suurempi kuin metagalaksia, ja metagalaksia vain rajoitettuna osana maailmankaikkeutta.

Relativistinen kosmologia on radikaalisti muuttanut kuvan universumista tieteellisessä maailmakuvassa.

Ideologisesti hän palasi muinaisen kosmoksen kuvaan siinä mielessä, että hän yhdisti jälleen ihmisen ja (kehittyvän) universumin. Seuraava askel tähän suuntaan oli antrooppinen periaate kosmologiassa.

Moderni lähestymistapa maailmankaikkeuden tulkintaan kokonaisuutena perustuu ensinnäkin maailman filosofisen idean ja maailmankaikkeuden kosmologian kohteena olevaan eroon; toiseksi tämä käsite suhteutetaan, ts. sen volyymi liittyy tiettyyn tiedon vaiheeseen, kosmologiseen teoriaan tai malliin - puhtaasti kielellisesti (riippumatta objektistatuksesta) tai objektimielessä.

Universumi tulkittiin esimerkiksi "suurimmiksi tapahtumien joukoksi, joihin fyysisiä lakejamme voidaan soveltaa, ekstrapoloida tavalla tai toisella" tai "jotka voidaan pitää fyysisesti yhteydessä meihin" (G. Bondy).

Tämän lähestymistavan kehitys oli käsite, jonka mukaan universumi on kosmologiassa "kaikki, mikä on olemassa" ei jossain absoluuttisessa merkityksessä, vaan vain tietyn kosmologisen teorian näkökulmasta, ts. mittakaavaltaan ja järjestyksessä suurin fyysinen järjestelmä, jonka olemassaolo seuraa tietystä fyysisen tiedon järjestelmästä.

Tämä on tunnetun megamaailman suhteellinen ja ohimenevä raja, jonka määräävät fyysisen tiedon järjestelmän ekstrapolointimahdollisuudet. Koko maailmankaikkeuden alla ei kaikissa tapauksissa tarkoiteta samaa "alkuperäistä". Päinvastoin, eri teorioiden kohteena voivat olla erilaiset alkuperäiset, ts. rakenteellisen hierarkian eri järjestyksen ja mittakaavan fyysiset järjestelmät. Mutta kaikki väitteet edustaa kaiken kattavaa maailman kokonaisuutta absoluuttisessa merkityksessä jäävät perustelemattomiksi.

Kun universumia tulkitaan kosmologiassa, on tehtävä ero potentiaalisen ja tosiasiallisesti olemassa olevan välillä. Se, mitä tänään pidetään olemattomana, voi huomenna astua tieteellisen tutkimuksen kentälle, osoittautua olemassa olevaksi (fysiikan näkökulmasta) ja se sisällytetään ymmärryksemme universumista. Joten, jos laajenevan maailmankaikkeuden teoria kuvasi olennaisesti metagalaksiamme, niin modernin kosmologian suosituin teoria inflaatiovasta ("täyttyvä") universumista esittelee käsitteen "muiden universumien" (tai empiirisen kielen mukaan) , ekstrametagalaktiset objektit), joilla on laadullisesti erilaiset ominaisuudet.

Inflaatioteoria tunnistaa siis megakokoisen loukkauksen universumin yhtenäisyysperiaatteessa ja ottaa käyttöön universumin äärettömän monimuotoisuuden periaatteen, joka on sen lisäksi merkitykseltään.

Näiden universumien kokonaisuutta I.S. Shklovsky ehdotti kutsuvaksi "Metauniversumiksi". Inflaatiokosmologia tietyssä muodossa elvyttää siksi ajatuksen maailmankaikkeuden (Metauniversumin) äärettömyydestä sen äärettömänä monimuotoisuutena. Metagalaksin kaltaisia ​​esineitä kutsutaan usein "miniverseiksi" inflaatiokosmologiassa.

Miniversumit syntyvät fyysisen tyhjiön spontaaneista vaihteluista. Tästä näkökulmasta seuraa, että universumimme, metagalaksin, laajentumisen alkuhetkeä ei välttämättä pitäisi pitää kaiken ehdottomana alkuna.

Tämä on vasta yhden avaruusjärjestelmän evoluution ja itseorganisoitumisen ensimmäinen hetki. Joissakin kvanttikosmologian versioissa maailmankaikkeuden käsite liittyy läheisesti tarkkailijan olemassaoloon ("osallistumisperiaate"). "Eikö maailmankaikkeus, joka luo jossain rajallisessa olemassaolonsa vaiheessa tarkkailija-osallistujia, saa heidän havaintojensa kautta sitä konkreettisuutta, jota kutsumme todellisuudeksi? Eikö tämä ole olemassaolon mekanismi? (A.J. Wheeler).

Universumi-käsitteen merkityksen määrää tässä tapauksessa myös teoria, joka perustuu kvanttiperiaatteen valossa koko maailmankaikkeuden potentiaalisen ja todellisen olemassaolon eroon.

3. Universumi tähtitieteessä (havaittava tai tähtitieteellinen universumi) on havaintojen ja nyt osittain avaruuskokeilujen kattama alue maailmassa, ts.

"kaikki olemassa olevaa" tähtitieteen käytettävissä olevien havainnointikeinojen ja tutkimusmenetelmien näkökulmasta. Tähtitieteellinen maailmankaikkeus on hierarkia kosmisia järjestelmiä, joiden mittakaava ja monimutkaisuus on lisääntynyt ja jotka tiede on peräkkäin löytänyt ja tutkinut. Nämä ovat aurinkokuntamme, tähtikuntamme, galaksi (jonka olemassaolon todisti W. Herschel 1700-luvulla), metagalaksi, jonka E. Hubble löysi 1920-luvulla.

Tällä hetkellä maailmankaikkeuden kohteet ovat havainnoitavissa, etäällä meistä n. etäisyydellä. 9-12 miljardia valovuotta.

Läpi tähtitieteen historian toiselle puoliskolle asti.

Laajentuvan universumin käsite.

20. vuosisata tähtitieteellisessä maailmankaikkeudessa tunnettiin samantyyppisiä taivaankappaleita: planeettoja, tähtiä, kaasua ja pölyä. Nykyaikainen tähtitiede on löytänyt perustavanlaatuisesti uusia, aiemmin tuntemattomia taivaankappaleita, mm.

supertiheät esineet galaksien ytimissä (ehkä edustavat mustia aukkoja). Monet tähtitieteellisen universumin taivaankappaleiden tilat osoittautuivat jyrkästi epästationaaleiksi, epävakaiksi, ts. sijaitsee haaroittumispisteissä. Oletetaan, että suurin osa (jopa 90–95 %) tähtitieteellisen maailmankaikkeuden aineesta on keskittynyt näkymättömiin, mutta kuitenkin havaittamattomiin muotoihin ("piilotettu massa").

Kirjallisuus:

1. Fridman A.A.

Suosikki toimii. M., 1965;

2. Infinity and the Universe. M., 1970;

3. Universumi, tähtitiede, filosofia. M, 1988;

4. Tähtitiede ja nykyaikainen maailmankuva.

5. Bondy H. Kosmologia. Cambr., 1952;

6. Munitz M. Tila, aika ja luominen. N.Y., 1965.

V. V. Kazyutinsky

Maailmankaikkeuden laajenemisnopeuden kasvu ei ole niin järkyttävää - siitä on puhuttu jo jonkin aikaa. Uudet arviot vähentävät sen mahdollisuuden, että tämä on vain jonkinlainen yhteensattuma, 1:5000. Toisin sanoen maailma tarvitsee uusia, älykkäitä ideoita selittääkseen sen.

Kuuden vuoden mittausten jälkeen, Hubble-teleskoopin tietojen perusteella, tähtitieteilijät laskivat universumin laajenemisnopeuden vain 2,3 prosentin virheellä. Tiedämme, että tila laajenee. Se, mikä sitä työntää, mikä se onkin, määräytyy luvulla - Hubble-vakiolla, joka lasketaan kilometreinä megaparsekkia kohden. Luonnollisesti tämän luvun määrittämiseen käytetyt työkalut johtavat hieman erilaisiin vastauksiin. Useimmat uskovat, että universumin nopeus on 70 (km/s)/Mpc. Mutta yksi työkalu tuotti toisenlaisen tuloksen.

Analysoituaan CMB:n - valokaiun, joka tunkeutui edelleen avaruuteen 13,8 miljardia vuotta myöhemmin - Planckin avaruusobservatorio sai luvun, joka on lähellä 67,8 (km/s)/Mpc. Ero ei näytä suurelta, mutta se sai tähtitieteilijät pysähtymään ja ajattelemaan.

"Yhteisöllä on todella vaikeuksia ymmärtää tämän eron merkitystä", sanoi Adam Riess, viimeisimmän tutkimuksen johtava tutkija Space Telescope Science Institutesta ja Johns Hopkinsin yliopistosta.

" alt="(!LANG: Muunnelmia yksittäisistä kefeidifotometrian aikakausista, jotka ovat läpikäyneet vaihekorjauksen ennen keskimääräisen intensiteetin aikakautta / Adam G. Riess / The Astrophysical Journal" src="/sites/default/files/images_custom/2018/07/expansion.jpg">!}

Muunnelmia yksittäisistä kefeidifotometrian aikakausista, jotka ovat läpikäyneet vaihekorjauksen ennen keskimääräisen intensiteetin aikakautta / Adam G. Riess / The Astrophysical Journal

Nobel-palkittu Brian Schmidt ja Nicholas B. Sunzeff tulivat 90-luvulla siihen tulokseen, että maailmankaikkeuden laajeneminen ei ole hidastumassa - päinvastoin, se kiihtyy. Hubblen ja Planckin tulokset vahvistavat vain sen, että maailmankaikkeus on laajentunut hitaammin. Fyysikot ja tähtitieteilijät eivät kuitenkaan halua leikkiä "todennäköisyyksillä". He etsivät vielä enemmän tapoja selvittää tämä luku toivoen saavansa yhden vastauksen tai löytävänsä jotain, mikä on jäänyt heiltä ohi.

Riessen tiimi käytti Hubblea kerätäkseen tietoja kefeideistä eli muuttuvista tähdistä. Kefeidin tähtien valon uskotaan olevan riittävän luotettava määrittämään etäisyyden kaukana oleviin esineisiin. Selvittääkseen näennäisen kirkkauden ja etäisyyden välistä suhdetta tutkijat tutkivat ensin kefeidejä Linnunradalla. Tiedot perustuivat pieneen määrään muuttuvia tähtiä, jotka sijaitsevat vain 300-1600 valovuoden päässä Maasta.

Nykyään tiedemiehet ovat päättäneet, että he voivat parantaa tuloksia - ja ovat päättäneet käyttää Hubblea parhaan kykynsä mukaan kerätäkseen tietoa kefeideistä kuuden tuhannen - 12 tuhannen valovuoden etäisyydellä meistä. Etäisyyden mittaamiseksi tarkasti he tarkkailivat tähtien muuttuvia paikkoja, kun maa liikkui Auringon ympäri. He tutkivat kunkin tähden sijaintia tuhat kertaa minuutissa kuuden kuukauden välein neljän vuoden ajan.

"Mittaat kahden tähden välistä etäisyyttä ei vain yhdessä pisteessä kameralla, vaan yhä uudelleen ja uudelleen, tuhansia kertoja, mikä eliminoi virheet laskelmissa", Riess sanoo.

Uusien kefeidetietojen avulla tutkijat ovat päässeet tulokseen, joka on lähellä 73,45 ± 1,66 (km/s) Mpc, nämä tähdet kaukaisissa galakseissa, ennätyksellisen 2,3 prosentin virheellä. Riess aikoo kerätä tietoja vielä 50 kefeidistä ja parantaa laskelmien tarkkuutta.

Tämä uusi tutkimus vähentää suuresti todennäköisyyttä, että universumin iän mittausero on sattumaa. Jotain on varmasti tapahtumassa. Ehkä se on salaperäinen pimeä energia? Tai ehkä on aika muuttaa vakiintunutta käsitystä maailmankaikkeuden muodosta? Voisiko tämä olla tummaa säteilyä?

Mitä tahansa, fysiikan on keksittävä uusia - hulluja ja ristiriitaisia ​​- teorioita etsiäkseen vastausta.