Kuun halkaisija on 3000 km, Maan halkaisija on 12800 km, Auringon 1,4 miljoonaa km ja etäisyys Auringosta Maahan on 150 miljoonaa km. Aurinkokuntamme suurimman planeetan Jupiterin halkaisija on 150 000 km. Ei ihme, että he sanovat, että Jupiter voisi olla tähti, videossa Jupiterin vieressä on työskentelee tähti, sen koko () on jopa pienempi kuin Jupiter. Muuten, koska kosketimme Jupiteria, et ehkä ole kuullut, mutta Jupiter ei pyöri Auringon ympäri. Tosiasia on, että Jupiterin massa on niin suuri, että Jupiterin ja Auringon pyörimiskeskus on Auringon ulkopuolella, joten sekä Aurinko että Jupiter pyörivät yhdessä yhteisen pyörimiskeskuksen ympäri.

Joidenkin laskelmien mukaan galaksissamme, jota kutsutaan "Linnunradaksi" (Milky Way), on 400 miljardia tähteä. Tämä on kaukana suurimmasta galaksista; naapurimaassa Andromedassa on yli biljoona tähteä.

Kuten videossa 4:35 todetaan, muutaman miljardin vuoden kuluttua Linnunrattamme törmää Andromedaan. Joidenkin laskelmien mukaan emme voi lentää muihin galakseihin käyttämällä mitä tahansa meille tuttua tekniikkaa, jopa parannettua tulevaisuudessa, koska ne liikkuvat jatkuvasti pois meistä. Vain teleportaatio voi auttaa meitä. Tämä on huono uutinen.

Hyvä uutinen on, että sinä ja minä synnyimme hyvään aikaan, jolloin tiedemiehet näkevät muita galakseja ja voivat tehdä teorioita alkuräjähdyksestä ja muista ilmiöistä. Jos olisimme syntyneet paljon myöhemmin, kun kaikki galaksit olisivat hajallaan kaukana toisistaan, emme todennäköisesti olisi voineet saada selville kuinka universumi syntyi, oliko muita galakseja, oliko alkuräjähdys jne. . Uskomme, että Linnunrattamme (johon tuolloin yhdistyi Andromeda) on ainoa ja ainutlaatuinen koko kosmoksessa. Mutta olemme onnekkaita ja tiedämme jotain. Voi olla.

Palataanpa lukuihin. Pienessä Linnunradassamme on jopa 400 miljardia tähteä, naapurimaassa Andromedassa on yli biljoona, ja tällaisia ​​galakseja on havaittavissa olevassa maailmankaikkeudessa yli 100 miljardia. Monet niistä sisältävät useita biljoonaa tähteä. Saattaa tuntua uskomattomalta, että avaruudessa on niin paljon tähtiä, mutta jotenkin amerikkalaiset ottivat ja osoittivat mahtavan Hubble-teleskooppinsa täysin tyhjään tilaan taivaallamme. Tarkkailtuaan häntä useiden päivien ajan he saivat tämän kuvan:

Täysin tyhjästä taivaallamme he löysivät 10 tuhatta galaksia (ei tähtiä), joista jokainen sisältää miljardeja ja biljoonia tähtiä. Tässä on tämä neliö taivaallamme mittakaavassa.

Ja mitä havaittavan maailmankaikkeuden ulkopuolella tapahtuu, emme tiedä. Näkemämme maailmankaikkeuden koko on noin 91,5 miljardia valovuotta. Mitä seuraavaksi ei tiedetä. Ehkä koko universumimme on vain kupla multiversumien kuohuvassa valtameressä. Missä muut fysiikan lait voivat jopa päteä, esimerkiksi Archimedesin laki ei toimi ja kulmien summa ei ole yhtä suuri kuin 360 gr.

Nauttia. Universumin mitat videolla:

Universumi on kaikki mitä on olemassa. Universumi on rajaton. Siksi, kun puhutaan maailmankaikkeuden koosta, voimme puhua vain sen havaittavan osan - havaittavan maailmankaikkeuden - koosta.

Havaittavissa oleva maailmankaikkeus on pallo, jonka keskipiste on maapallolla (tarkkailijan paikka), jolla on kaksi ulottuvuutta: 1. näennäinen koko - Hubblen säde - 13,75 miljardia valovuotta, 2. todellinen koko - hiukkashorisontin säde - 45,7 miljardia valovuosia.

Modernia maailmankaikkeuden mallia kutsutaan myös ΛCDM-malliksi. Kirjain "Λ" tarkoittaa kosmologisen vakion läsnäoloa, joka selittää universumin kiihtyneen laajenemisen. "CDM" tarkoittaa, että maailmankaikkeus on täynnä kylmää pimeää ainetta. Viimeaikaiset tutkimukset viittaavat siihen, että Hubblen vakio on noin 71 (km/s)/Mpc, mikä vastaa maailmankaikkeuden ikää 13,75 miljardia vuotta. Kun tiedämme maailmankaikkeuden iän, voimme arvioida sen havaittavan alueen koon.

Suhteellisuusteorian mukaan tieto mistään esineestä ei voi saavuttaa tarkkailijaa valonnopeutta (299792458 km/s) suuremmalla nopeudella. Osoittautuu, tarkkailija ei näe vain esinettä, vaan sen menneisyyttä. Mitä kauempana esine on siitä, sitä kauempana se näyttää menneisyydestä. Esimerkiksi Kuuta katsomalla näemme sellaisena kuin se oli hieman yli sekunti sitten, Auringon - yli kahdeksan minuuttia sitten, lähimmät tähdet - vuosia, galaksit - miljoonia vuosia sitten jne. Einsteinin kiinteässä mallissa universumilla ei ole ikärajaa, mikä tarkoittaa, että sen havaittavaa aluetta ei myöskään rajoita mikään. Yhä kehittyneemmillä tähtitieteellisillä välineillä aseistettu tarkkailija tarkkailee yhä kauempana olevia ja muinaisempia kohteita.

Havaittavan maailmankaikkeuden mitat

Meillä on erilainen kuva nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kanssa. Sen mukaan universumilla on ikä ja siten havainnointiraja. Toisin sanoen universumin syntymän jälkeen yhdelläkään fotonilla ei olisi ollut aikaa kulkea 13,75 miljardia valovuotta pitempi matka. Osoittautuu, että voimme sanoa, että havaittavaa maailmankaikkeutta rajoittaa tarkkailijasta pallomainen alue, jonka säde on 13,75 miljardia valovuotta. Tämä ei kuitenkaan ole aivan totta. Älä unohda universumin tilan laajenemista. Kun fotoni saavuttaa tarkkailijan, sen lähettänyt kohde on 45,7 miljardin valovuoden päässä meistä. Tämä koko on hiukkashorisontti, ja se on havaittavan maailmankaikkeuden raja.

Joten havaittavan maailmankaikkeuden koko on jaettu kahteen tyyppiin. Näennäinen koko, jota kutsutaan myös Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta). Ja todellinen koko, nimeltään hiukkashorisontti (45,7 miljardia valovuotta).

On tärkeää, että kumpikaan näistä horisonteista ei luonnehdi lainkaan universumin todellista kokoa. Ensinnäkin ne riippuvat tarkkailijan sijainnista avaruudessa. Toiseksi ne muuttuvat ajan myötä. ΛCDM-mallin tapauksessa hiukkashorisontti laajenee nopeudella, joka on suurempi kuin Hubblen horisontti. Kysymys siitä, muuttuuko tämä suuntaus tulevaisuudessa, moderni tiede ei anna vastausta. Mutta jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajentumistaan ​​kiihtyvällä vauhdilla, niin kaikki nyt näkemämme esineet katoavat ennemmin tai myöhemmin "näkökentältämme".

Tällä hetkellä kaukaisin tähtitieteilijöiden havaitsema valo on. Tutkiessaan sitä tutkijat näkevät maailmankaikkeuden sellaisena kuin se oli 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Sillä hetkellä maailmankaikkeus jäähtyi niin paljon, että se pystyi lähettämään vapaita fotoneja, jotka vangitaan nykyään radioteleskooppien avulla. Tuohon aikaan maailmankaikkeudessa ei ollut tähtiä tai galakseja, vaan vain jatkuva vety-, heliumin ja mitätön määrä muita alkuaineita. Tässä pilvessä havaituista epähomogeenisuuksista muodostuu myöhemmin galaktisia klustereita. Osoittautuu, että juuri ne esineet, jotka muodostuvat kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn epähomogeenisuudesta, sijaitsevat lähimpänä hiukkashorisonttia.

Universumin todellinen koko

Joten olemme päättäneet havaittavan maailmankaikkeuden koon. Mutta entä koko maailmankaikkeuden todellinen koko? modernilla tieteellä ei ole tietoa maailmankaikkeuden todellisesta koosta ja siitä, onko sillä rajoja. Mutta useimmat tiedemiehet ovat yhtä mieltä siitä, että maailmankaikkeus on rajaton.

Johtopäätös

Havaittavalla maailmankaikkeudella on näkyvä ja todellinen raja, jota kutsutaan Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta) ja hiukkasten säteeksi (45,7 miljardia valovuotta). Nämä rajat ovat täysin riippuvaisia ​​tarkkailijan sijainnista avaruudessa ja laajenevat ajan myötä. Jos Hubblen säde laajenee tiukasti valonnopeudella, hiukkashorisontin laajeneminen kiihtyy. Kysymys siitä, jatkuuko sen hiukkashorisontin kiihtyvyys edelleen ja korvataanko se kompressiolla, jää avoimeksi.

Kosmologiassa ei vieläkään ole selkeää vastausta kysymykseen, joka vaikuttaa maailmankaikkeuden ikään, muotoon ja kokoon, eikä sen äärellisyydestä ole yksimielisyyttä. Sillä jos maailmankaikkeus on äärellinen, sen täytyy joko supistua tai laajentua. Jos se on ääretön, monet oletukset menettävät merkityksensä.

Vuonna 1744 tähtitieteilijä J.F. Shezo oli ensimmäinen, joka epäili maailmankaikkeutta

Ääretön: loppujen lopuksi, jos tähtien lukumäärällä ei ole rajoja, niin miksi taivas ei kimaltele ja miksi on pimeää? Vuonna 1823 G. Olbes perusteli maailmankaikkeuden rajojen olemassaoloa sillä tosiasialla, että kaukaisista tähdistä Maahan tulevan valon pitäisi heiketä johtuen niiden tiellä olevan aineen imeytymisestä. Mutta tässä tapauksessa tämän aineen pitäisi itse lämmetä ja hehkua ei huonommin kuin mikään tähti. löysi vahvistuksensa modernista tieteestä, joka väittää, että tyhjiö ei ole "ei mitään", mutta samalla sillä on todellisia fysikaalisia ominaisuuksia. Tietenkin tyhjiön absorptio johtaa sen lämpötilan nousuun, mikä johtaa siihen, että tyhjiöstä tulee toissijainen säteilylähde. Siksi, jos universumin mitat ovat todellakin äärettömät, niin rajaetäisyyden saavuttaneiden tähtien valossa on niin voimakas punasiirtymä, että se alkaa sulautua tausta- (toissijaiseen) tyhjiösäteilyyn.

Samalla voidaan sanoa, että ihmiskunnan havaitsemat ovat äärellisiä, koska itse 24 Gigaparsexin etäisyys on äärellinen ja se on valon kosmisen horisontin raja. Kuitenkin, koska se kasvaa, maailmankaikkeuden loppu on 93 miljardin etäisyydellä

Kosmologian tärkein tulos oli maailmankaikkeuden laajeneminen. Se saatiin punasiirtymähavainnoista ja kvantifioitiin sitten Hubblen lain mukaisesti. Tämä sai tutkijat päättelemään, että Big Bang -teoria on vahvistumassa. NASAn mukaan

jotka saatiin WMAP:lla alkuräjähdyksen hetkestä alkaen, vastaavat 13,7 miljardia vuotta. Tämä tulos on kuitenkin mahdollinen vain, jos oletetaan, että analyysin taustalla oleva malli on oikea. Muita estimointimenetelmiä käytettäessä saadaan täysin erilaista dataa.

Koskien maailmankaikkeuden rakennetta, ei voi muuta kuin sanoa sen muodosta. Toistaiseksi sitä kolmiulotteista hahmoa ei ole löydetty, joka parhaiten edustaisi hänen imagoaan. Tämä vaikeus johtuu siitä, että ei vieläkään tiedetä tarkasti, onko universumi litteä. Toinen näkökohta liittyy siihen, että sen moninkertaisesta yhteydestä ei tiedetä varmasti. Vastaavasti, jos universumin mitat ovat spatiaalisesti rajoitettuja, niin suorassa linjassa ja mihin tahansa suuntaan liikuttaessa voi päätyä lähtöpisteeseen.

Kuten näemme, tekninen kehitys ei ole vielä saavuttanut tasoa, joka vastaa tarkasti universumin ikää, rakennetta ja kokoa koskeviin kysymyksiin. Toistaiseksi monia kosmologian teorioita ei ole vahvistettu, mutta niitä ei myöskään ole kumottu.

17:45 23/06/2016

👁 916

Kosmoksen mittakaava on vaikea kuvitella ja vielä vaikeampi määrittää tarkasti. Mutta fyysikkojen nerokkaan oivalluksen ansiosta uskomme saavamme hyvän käsityksen siitä, kuinka suuri kosmos on. "Kävelemme läpi" - tällaisen kutsun amerikkalainen tähtitieteilijä Harlow Shapley esitti yleisölle Washington DC:ssä vuonna 1920. Hän osallistui niin sanottuun suureen keskusteluun universumin mittakaavassa yhdessä kollegansa Heber Curtisin kanssa.

Shapley uskoi, että galaksimme oli halkaisijaltaan 300 000. Tämä on kolme kertaa enemmän kuin nyt ajatellaan, mutta sillä kertaa mittaukset olivat melko hyvät. Erityisesti hän laski yleisesti oikeat suhteelliset etäisyydet Linnunradassa - esimerkiksi sijaintimme suhteessa keskustaan.

1900-luvun alussa 300 000 valovuotta näytti kuitenkin monien Shapleyn aikalaisten mielestä absurdin suurelta luvulta. Ja ajatusta, että muut Linnunradan kaltaiset - jotka näkyivät - olivat yhtä suuria, ei yleensä otettu vakavasti.

Kyllä, ja Shapley itse uskoi, että Linnunradan pitäisi olla erityinen. "Vaikka spiraalit olisivat läsnä, ne eivät ole kooltaan verrattavissa tähtijärjestelmäämme", hän kertoi kuulijoilleen.

Curtis oli eri mieltä. Hän ajatteli, ja aivan oikein, että universumissa oli monia muita galakseja hajallaan kuten meidän. Mutta hänen lähtökohtansa oli oletus, että Linnunrata oli paljon pienempi kuin Shapley oli laskenut. Curtisin laskelmien mukaan Linnunradan halkaisija oli vain 30 000 valovuotta - eli kolme kertaa pienempi kuin nykyaikaiset laskelmat osoittavat.

Kolme kertaa enemmän, kolme kertaa vähemmän - puhumme niin valtavista etäisyyksistä, että on täysin ymmärrettävää, että tähtitieteilijät, jotka ajattelivat tätä aihetta sata vuotta sitten, saattoivat olla niin väärässä.

Nykyään olemme melko varmoja siitä, että Linnunrata on jossain 100 000 ja 150 000 valovuoden välillä. Havaittava maailmankaikkeus on tietysti paljon suurempi. Sen halkaisijan uskotaan olevan 93 miljardia valovuotta. Mutta miksi tällainen luottamus? Miten tuollaista voi edes mitata?

Siitä lähtien, kun Kopernikus julisti, että maa ei ole keskus, olemme aina kamppailleet kirjoittaaksemme uudelleen käsityksemme siitä, mikä maailmankaikkeus on - ja erityisesti kuinka suuri se voi olla. Vielä tänäänkin, kuten tulemme näkemään, keräämme uusia todisteita siitä, että koko maailmankaikkeus saattaa olla paljon suurempi kuin äskettäin luulimme.

Caitlin Casey, tähtitieteilijä Texasin yliopistosta Austinissa, tutkii maailmankaikkeutta. Hän sanoo, että tähtitieteilijät ovat kehittäneet joukon nerokkaita työkaluja ja mittausjärjestelmiä laskeakseen paitsi etäisyyden Maasta aurinkokuntamme muihin kappaleisiin, myös galaksien väliset raot ja jopa havaittavan maailmankaikkeuden päähän.

Vaiheet kaiken tämän mittaamiseen käyvät läpi tähtitieteen etäisyydet. Tämän asteikon ensimmäinen askel on melko yksinkertainen ja perustuu nykyaikaiseen teknologiaan.

"Voimme vain pomppia radioaalloista aurinkokunnan lähimmistä aalloista, kuten ja , ja mitata aikaa, joka kuluu näiden aaltojen palaamiseen Maahan", Casey sanoo. "Mittaukset ovat siis erittäin tarkkoja."

Suuret radioteleskoopit, kuten Puerto Ricossa, voivat tehdä työn - mutta ne voivat myös tehdä enemmän. Esimerkiksi Arecibo voi havaita aurinkokuntamme ympärillä lentävät ja jopa luoda niistä kuvia riippuen siitä, kuinka radioaallot pomppaavat pois asteroidin pinnasta.

Mutta radioaaltojen käyttäminen etäisyyksien mittaamiseen aurinkokuntamme ulkopuolella on epäkäytännöllistä. Seuraava askel tässä kosmisessa mittakaavassa on parallaksin mittaus. Teemme sitä koko ajan tietämättämme sitä. Ihmiset, kuten monet eläimet, ymmärtävät intuitiivisesti etäisyyden itsensä ja esineiden välillä, koska meillä on kaksi silmää.

Jos pidät jotakin esinettä edessäsi - esimerkiksi kättä - ja katsot sitä toinen silmä auki ja vaihdat sitten toiseen silmään, näet kätesi liikkuvan hieman. Tätä kutsutaan parallaksiksi. Näiden kahden havainnon eroa voidaan käyttää määrittämään etäisyys kohteeseen.

Aivomme tekevät tämän luonnollisesti molemmilta silmiltä tulevalla tiedolla, ja tähtitieteilijät tekevät saman lähellä olevien tähtien kanssa, vain käyttämällä eri aistia: teleskooppeja.

Kuvittele kaksi silmää kellumassa avaruudessa, aurinkomme molemmin puolin. Maan kiertoradan ansiosta meillä on nämä silmät, ja tällä menetelmällä voimme tarkkailla tähtien siirtymistä taustalla oleviin esineisiin.

"Mittaamme tähtien sijainnin taivaalla esimerkiksi tammikuussa, ja sitten odotamme kuusi kuukautta ja mittaamme samojen tähtien sijainnin heinäkuussa, kun olemme Auringon toisella puolella", Casey sanoo.

On kuitenkin olemassa kynnys, jonka ylittäneet esineet ovat jo niin kaukana - noin 100 valovuotta -, että havaittu siirtymä on liian pieni hyödyllisen laskelman antamiseksi. Tällä etäisyydellä olemme edelleen kaukana oman galaksimme reunasta.

Seuraava vaihe on pääsarjan asennus. Se perustuu tietoomme siitä, kuinka tietyn kokoiset tähdet - eli pääsarjan tähdet - kehittyvät ajan myötä.

Ensinnäkin ne muuttavat väriä ja muuttuvat punaisemmiksi iän myötä. Mittaamalla tarkasti niiden värin ja kirkkauden ja sitten vertaamalla sitä siihen, mitä tiedetään trigonometrisellä parallaksimenetelmällä mitattuista pääsarjan tähtien etäisyydestä, voimme arvioida näiden kaukaisempien tähtien sijainnin.

Näiden laskelmien taustalla oleva periaate on, että saman massaiset ja samanikäiset tähdet näyttäisivät meille yhtä kirkkailta, jos ne olisivat samalla etäisyydellä meistä. Mutta koska näin ei useinkaan ole, voimme käyttää mittauseroja selvittääksemme, kuinka kaukana ne todella ovat.

Tässä analyysissä käytettyjen pääsarjatähtien katsotaan olevan yksi "standardikynttilä" -tyypeistä - kappaleita, joiden suuruuden (tai kirkkauden) voimme laskea matemaattisesti. Nämä kynttilät ovat hajallaan ympäri kosmosta ja valaisevat maailmankaikkeuden ennustettavalla tavalla. Mutta pääsarjan tähdet eivät ole ainoita esimerkkejä.

Tämä ymmärrys siitä, kuinka kirkkaus liittyy etäisyyteen, antaa meille mahdollisuuden ymmärtää etäisyydet vieläkin kauempana oleviin objekteihin, kuten muiden galaksien tähtiin. Pääsekvenssimenetelmä ei toimi enää, koska näiden tähtien valoa - jotka ovat miljoonien valovuosien päässä, ellei enemmänkin - on vaikea analysoida tarkasti.

Mutta vuonna 1908 tutkija nimeltä Henrietta Swan Leavitt Harvardista teki fantastisen löydön, joka auttoi meitä mittaamaan myös nämä valtavat etäisyydet. Swan Leavitt tajusi, että on olemassa erityinen tähtien luokka -.

"Hän huomasi, että tietyn tyyppinen tähti muuttaa kirkkauttaan ajan myötä, ja tämä kirkkauden muutos, näiden tähtien sykkiminen, liittyy suoraan niiden luonteeseen", Casey sanoo.

Toisin sanoen kirkkaampi kefeiditähti "pulssi" hitaammin (monien päivien aikana) kuin himmeämpi kefeiditähti. Koska tähtitieteilijät voivat melko helposti mitata kefeidin pulssin, he voivat kertoa, kuinka kirkas tähti on. Sitten tarkkailemalla, kuinka kirkkaalta se näyttää meille, he voivat laskea sen etäisyyden.

Tämä periaate on samanlainen kuin pääsekvenssilähestymistapa siinä mielessä, että kirkkaus on avain. Tärkeää on kuitenkin se, että etäisyyttä voidaan mitata monin eri tavoin. Ja mitä useampia tapoja meillä on mitata etäisyyksiä, sitä paremmin voimme ymmärtää kosmisen takapihamme todellisen mittakaavan.

Tällaisten tähtien löytäminen omasta galaksistamme vakuutti Harlow Shapleyn sen suuresta koosta.

1920-luvun alussa Edwin Hubble löysi lähimmän kefeidin ja päätteli, että se oli vain miljoonan valovuoden päässä.

Nykyään tämä galaksi on parhaan arviomme mukaan 2,54 miljoonan valovuoden päässä. Hubble oli siis väärässä. Mutta tämä ei vähennä hänen ansioitaan. Koska yritämme edelleen laskea etäisyyttä Andromedaan. 2,54 miljoonaa vuotta on itse asiassa suhteellisen tuoreiden laskelmien tulos.

Jo nyt maailmankaikkeuden mittakaavaa on vaikea kuvitella. Voimme arvioida sen, ja erittäin hyvin, mutta todellisuudessa galaksien välisiä etäisyyksiä on hyvin vaikea laskea tarkasti. Universumi on uskomattoman suuri. Ja galaksimme ei ole rajoitettu.

Hubble mittasi myös räjähtävän kirkkauden - tyyppi 1A. Ne voidaan nähdä melko kaukaisissa galakseissa, miljardien valovuosien päässä. Koska näiden laskelmien kirkkaus voidaan laskea, voimme määrittää, kuinka kaukana ne ovat, kuten teimme kefeideillä. Tyypin 1A supernovat ja kefeidit ovat esimerkkejä siitä, mitä tähtitieteilijät kutsuvat tavallisiksi kynttilöiksi.

Universumissa on toinen ominaisuus, joka voi auttaa meitä mittaamaan todella suuria etäisyyksiä. Tämä on punasiirtymä.

Jos ambulanssin tai poliisiauton sireeni on koskaan ryntänyt ohitsesi, tunnet Doppler-ilmiön. Ambulanssin lähestyessä sireeni soi kovempaa, ja kun se siirtyy pois, sireeni vaimenee jälleen.

Sama tapahtuu valoaaltojen kanssa, vain pienessä mittakaavassa. Voimme korjata tämän muutoksen analysoimalla etäisten kappaleiden valospektriä. Tässä spektrissä tulee olemaan tummia viivoja, koska yksittäiset värit absorboituvat valonlähteessä ja sen ympärillä oleviin elementteihin - esimerkiksi tähtien pintoihin.

Mitä kauempana esineet ovat meistä, sitä pidemmälle nämä viivat siirtyvät kohti spektrin punaista päätä. Ja tämä ei johdu vain siitä, että esineet ovat kaukana meistä, vaan siitä, että ne myös siirtyvät pois meistä ajan myötä universumin laajenemisen vuoksi. Ja valon punasiirtymän havainnointi kaukaisista galakseista tarjoaa meille todisteita siitä, että maailmankaikkeus todellakin laajenee.

Tiesitkö, että havaitsemamme maailmankaikkeudella on melko selvät rajat? Olemme tottuneet yhdistämään universumin johonkin äärettömään ja käsittämättömään. Moderni tiede universumin "äärettömyyden" kysymykseen tarjoaa kuitenkin täysin erilaisen vastauksen tällaiseen "ilmeiseen" kysymykseen.

Nykyaikaisten käsitysten mukaan havaittavan maailmankaikkeuden koko on noin 45,7 miljardia valovuotta (tai 14,6 gigaparsekkia). Mutta mitä nämä luvut tarkoittavat?

Ensimmäinen kysymys, joka tulee tavallisen ihmisen mieleen, on, kuinka universumi ei voi olla ääretön? Vaikuttaa siltä, ​​että on kiistatonta, että kaiken ympärillämme olevan säiliöllä ei pitäisi olla rajoja. Jos nämä rajat ovat olemassa, mitä ne edes edustavat?

Oletetaan, että joku astronautti lensi universumin rajoille. Mitä hän näkee edessään? Kiinteä seinä? Paloeste? Ja mitä sen takana on - tyhjyys? Toinen universumi? Mutta voiko tyhjyys tai toinen universumi tarkoittaa, että olemme maailmankaikkeuden rajalla? Se ei tarkoita, että "ei mitään". Tyhjyys ja toinen universumi on myös "jotain". Mutta universumi on se, joka sisältää ehdottomasti kaiken "jotain".

Saavumme ehdoton ristiriita. Osoittautuu, että maailmankaikkeuden rajan pitäisi kätkeä meiltä jotain, mitä ei pitäisi olla. Tai universumin rajan pitäisi eristää "kaikki" "jostakin", mutta tämän "jonkin" tulisi myös olla osa "kaikkia". Yleisesti ottaen täyttä absurdia. Kuinka tiedemiehet voivat sitten väittää universumimme lopullisen koon, massan ja jopa iän? Nämä arvot, vaikkakin käsittämättömän suuria, ovat silti rajallisia. Väittääkö tiede ilmeisen kanssa? Tämän käsittelemiseksi katsotaanpa ensin, kuinka ihmiset päätyivät nykyaikaiseen universumin ymmärtämiseen.

Laajentaa rajoja

Ihminen on ollut ikimuistoisista ajoista lähtien kiinnostunut siitä, millainen maailma ympärillään on. Et voi antaa esimerkkejä kolmesta valaasta ja muista muinaisten yrityksistä selittää maailmankaikkeutta. Yleensä loppujen lopuksi kaikki johtui siitä, että kaiken perusta on maallinen taivaanvahvuus. Jopa antiikin aikoina ja keskiajalla, jolloin tähtitieteilijöillä oli laajat tiedot planeettojen liikelaeista "kiinteällä" taivaanpallolla, maa pysyi maailmankaikkeuden keskipisteenä.

Luonnollisesti jopa muinaisessa Kreikassa oli niitä, jotka uskoivat, että maa pyörii Auringon ympäri. Oli niitä, jotka puhuivat monista maailmoista ja maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Mutta rakentavat perustelut näille teorioille syntyivät vasta tieteellisen vallankumouksen vaihteessa.

Puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus teki 1500-luvulla ensimmäisen suuren läpimurron maailmankaikkeuden tuntemisessa. Hän osoitti lujasti, että Maa on vain yksi Auringon ympäri kiertävistä planeetoista. Tällainen järjestelmä yksinkertaisti suuresti selitystä planeettojen monimutkaisesta ja monimutkaisesta liikkeestä taivaanpallolla. Kun kyseessä oli paikallaan oleva maa, tähtitieteilijät joutuivat keksimään kaikenlaisia ​​nerokkaita teorioita selittääkseen tämän planeettojen käyttäytymisen. Toisaalta, jos maapallon oletetaan olevan liikkuva, selitys sellaisille monimutkaisille liikkeille tulee luonnollisesti. Siten tähtitiedessä vahvistui uusi paradigma nimeltä "heliosentrismi".

Monet aurinkot

Kuitenkin myös sen jälkeen tähtitieteilijät jatkoivat universumin rajoittamista "kiinteiden tähtien palloon". 1800-luvulle asti he eivät kyenneet arvioimaan etäisyyttä valaisimiin. Tähtitieteilijät ovat useiden vuosisatojen ajan yrittäneet havaita poikkeamia tähtien sijainnissa suhteessa Maan kiertoradan liikkeeseen (vuosittaiset parallaksit). Tuon ajan työkalut eivät sallineet näin tarkkoja mittauksia.

Lopulta vuonna 1837 venäläis-saksalainen tähtitieteilijä Vasily Struve mittasi parallaksin. Tämä merkitsi uutta askelta kosmoksen mittakaavan ymmärtämisessä. Nyt tiedemiehet voivat turvallisesti sanoa, että tähdet ovat Auringon kaukaisia ​​hahmoja. Valaisimemme ei ole enää kaiken keskipiste, vaan loputtoman tähtijoukon tasavertainen ”asukas”.

Tähtitieteilijät ovat tulleet entistä lähemmäksi maailmankaikkeuden mittakaavan ymmärtämistä, koska etäisyydet tähtiin osoittautuivat todella hirviömäisiksi. Jopa planeettojen kiertoradan koko vaikutti merkityksettömältä tähän asiaan verrattuna. Seuraavaksi oli tarpeen ymmärtää, miten tähdet ovat keskittyneet.

Monet Linnunradat

Kuuluisa filosofi Immanuel Kant odotti jo vuonna 1755 maailmankaikkeuden laajamittaisen rakenteen modernin ymmärryksen perustaa. Hän arveli, että Linnunrata on valtava pyörivä tähtijoukko. Monet havaittavat sumut puolestaan ​​ovat myös kauempana olevia "linnunteitä" - galakseja. Tästä huolimatta tähtitieteilijät pitivät 1900-luvulle asti kiinni tosiasiasta, että kaikki sumut ovat tähtien muodostumisen lähteitä ja ovat osa Linnunrataa.

Tilanne muuttui, kun tähtitieteilijät oppivat mittaamaan galaksien välisiä etäisyyksiä käyttämällä. Tämän tyyppisten tähtien absoluuttinen kirkkaus riippuu tiukasti niiden vaihtelujaksosta. Vertaamalla niiden absoluuttista kirkkautta näkyvään, on mahdollista määrittää etäisyys niihin suurella tarkkuudella. Tämän menetelmän kehittivät 1900-luvun alussa Einar Hertzschrung ja Harlow Shelpie. Hänen ansiostaan ​​Neuvostoliiton tähtitieteilijä Ernst Epik määritti vuonna 1922 etäisyyden Andromedaan, joka osoittautui suuruusluokkaa suuremmiksi kuin Linnunradan koko.

Edwin Hubble jatkoi Epicin hanketta. Mittaamalla kefeidien kirkkautta muissa galakseissa hän mittasi niiden etäisyyden ja vertasi sitä niiden spektrien punasiirtymään. Joten vuonna 1929 hän kehitti kuuluisan lakinsa. Hänen työnsä kumosi lopullisesti vakiintuneen näkemyksen siitä, että Linnunrata on maailmankaikkeuden reuna. Se oli nyt yksi monista galakseista, jotka olivat aiemmin pitäneet sitä erottamattomana osana. Kantin hypoteesi vahvistettiin lähes kaksi vuosisataa sen kehittämisen jälkeen.

Myöhemmin Hubblen löytämä yhteys galaksin etäisyyden havaitsijasta ja sen poistumisnopeuden välillä havaitsi, että se mahdollisti täydellisen kuvan kokoamisen universumin laajamittaisesta rakenteesta. Kävi ilmi, että galaksit olivat vain pieni osa sitä. Ne yhdistyivät klustereiksi, klusterit superklusteriksi. Superklusterit puolestaan ​​taittuvat maailmankaikkeuden suurimmiksi tunnetuiksi rakenteiksi - filamenteiksi ja seiniksi. Nämä rakenteet, jotka ovat valtavien supertyhjöiden () vieressä ja muodostavat tällä hetkellä tunnetun universumin laajamittaisen rakenteen.

Näennäinen äärettömyys

Edellä olevasta seuraa, että vain muutamassa vuosisadassa tiede on vähitellen väijynyt geosentrisistä nykyaikaiseen maailmankaikkeuden ymmärrykseen. Tämä ei kuitenkaan vastaa siihen, miksi rajoitamme maailmankaikkeutta nykyään. Loppujen lopuksi tähän asti kyse oli vain kosmoksen mittakaavasta, ei sen luonteesta.

Ensimmäinen, joka päätti oikeuttaa maailmankaikkeuden äärettömyyden, oli Isaac Newton. Löydettyään universaalin painovoiman lain hän uskoi, että jos avaruus olisi äärellinen, kaikki sen ruumiit sulautuisivat ennemmin tai myöhemmin yhdeksi kokonaisuudeksi. Ennen häntä, jos joku ilmaisi ajatuksen maailmankaikkeuden äärettömyydestä, se oli vain filosofisessa avaimessa. Ilman mitään tieteellistä perustetta. Esimerkki tästä on Giordano Bruno. Muuten, kuten Kant, hän oli tiedettä edellä monta vuosisataa. Hän julisti ensimmäisenä, että tähdet ovat kaukaisia ​​aurinkoja ja planeetat pyörivät myös niiden ympärillä.

Vaikuttaa siltä, ​​että itse äärettömyyden tosiasia on varsin järkevä ja ilmeinen, mutta 1900-luvun tieteen käännekohdat ravistelivat tätä "totuutta".

Kiinteä universumi

Albert Einstein otti ensimmäisen merkittävän askeleen kohti nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kehittämistä. Kuuluisa fyysikko esitteli mallinsa kiinteästä universumista vuonna 1917. Tämä malli perustui hänen vuotta aiemmin kehittämäänsä yleiseen suhteellisuusteoriaan. Hänen mallinsa mukaan universumi on ajallisesti ääretön ja avaruudessa äärellinen. Mutta loppujen lopuksi, kuten aiemmin todettiin, Newtonin mukaan rajallisen kokoisen maailmankaikkeuden täytyy romahtaa. Tätä varten Einstein otti käyttöön kosmologisen vakion, joka kompensoi kaukaisten kohteiden vetovoimaa.

Huolimatta siitä, kuinka paradoksaalista se kuulostaakin, Einstein ei rajoittunut universumin äärellisyyttä. Hänen mielestään universumi on hyperpallon suljettu kuori. Analogia on tavallisen kolmiulotteisen pallon pinta, esimerkiksi maapallo tai maa. Riippumatta siitä, kuinka paljon matkustaja matkustaa maapallolla, hän ei koskaan saavuta sen reunaa. Tämä ei kuitenkaan tarkoita, että maapallo olisi ääretön. Matkustaja yksinkertaisesti palaa paikkaan, josta hän aloitti matkansa.

Hypersfäärin pinnalla

Samalla tavalla avaruusvaeltaja, joka voittaa Einsteinin universumin tähtialuksella, voi palata takaisin Maahan. Vain tällä kertaa vaeltaja ei liiku pallon kaksiulotteisella pinnalla, vaan hyperpallon kolmiulotteisella pinnalla. Tämä tarkoittaa, että universumilla on äärellinen tilavuus ja siten äärellinen määrä tähtiä ja massaa. Universumilla ei kuitenkaan ole rajoja tai keskustaa.

Einstein teki tällaisia ​​johtopäätöksiä yhdistämällä tilan, ajan ja painovoiman kuuluisassa teoriassaan. Ennen häntä näitä käsitteitä pidettiin erillisinä, minkä vuoksi universumin avaruus oli puhtaasti euklidinen. Einstein osoitti, että painovoima itsessään on aika-avaruuden kaarevuus. Tämä muutti radikaalisti varhaiset käsitykset universumin luonteesta, jotka perustuivat klassiseen newtonilaiseen mekaniikkaan ja euklidiseen geometriaan.

Laajentuva Universumi

Jopa "uuden universumin" löytäjälle itselle ei ollut vieras harhaluuloille. Vaikka Einstein rajoitti maailmankaikkeutta avaruudessa, hän piti sitä edelleen staattisena. Hänen mallinsa mukaan maailmankaikkeus oli ja pysyy ikuisena, ja sen koko pysyy aina samana. Vuonna 1922 Neuvostoliiton fyysikko Alexander Fridman laajensi tätä mallia merkittävästi. Hänen laskelmiensa mukaan universumi ei ole ollenkaan staattinen. Se voi laajeta tai supistua ajan myötä. On huomionarvoista, että Friedman päätyi tällaiseen malliin, joka perustuu samaan suhteellisuusteoriaan. Hän onnistui soveltamaan tätä teoriaa oikeammin ohittaen kosmologisen vakion.

Albert Einstein ei heti hyväksynyt tällaista "korjausta". Tämän uuden mallin avuksi tuli aiemmin mainittu Hubblen löytö. Galaksien taantuma osoitti kiistattomasti maailmankaikkeuden laajenemisen. Joten Einsteinin oli myönnettävä virheensä. Nyt universumilla oli tietty ikä, joka riippuu tiukasti Hubble-vakiosta, joka kuvaa sen laajenemisnopeutta.

Kosmologian jatkokehitys

Kun tutkijat yrittivät ratkaista tämän ongelman, monia muita tärkeitä universumin komponentteja löydettiin ja siitä kehitettiin erilaisia ​​malleja. Joten vuonna 1948 Georgy Gamow esitteli "kuuma universumi" -hypoteesin, joka lopulta muuttui alkuräjähdysteoriaksi. Vuonna 1965 tehty löytö vahvisti hänen epäilynsä. Nyt tähtitieteilijät saattoivat tarkkailla valoa, joka tuli siitä hetkestä, kun maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi.

Pimeä aine, jonka Fritz Zwicky ennusti vuonna 1932, vahvistettiin vuonna 1975. Pimeä aine itse asiassa selittää galaksien, galaksiklusterien olemassaolon ja koko maailmankaikkeuden rakenteen. Joten tiedemiehet oppivat, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta on täysin näkymätöntä.

Lopulta vuonna 1998 etäisyyttä tutkittaessa havaittiin, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvällä vauhdilla. Tämä tieteen seuraava käännekohta synnytti nykyaikaisen ymmärryksen maailmankaikkeuden luonteesta. Einsteinin esittelemä ja Friedmannin kumoama kosmologinen kerroin löysi jälleen paikkansa universumin mallissa. Kosmologisen kertoimen (kosmologisen vakion) läsnäolo selittää sen kiihtyneen laajenemisen. Kosmologisen vakion läsnäolon selittämiseksi otettiin käyttöön käsite - hypoteettinen kenttä, joka sisältää suurimman osan maailmankaikkeuden massasta.

Nykyinen käsitys havaittavan maailmankaikkeuden koosta

Universumin nykyistä mallia kutsutaan myös ΛCDM-malliksi. Kirjain "Λ" tarkoittaa kosmologisen vakion läsnäoloa, joka selittää universumin kiihtyneen laajenemisen. "CDM" tarkoittaa, että maailmankaikkeus on täynnä kylmää pimeää ainetta. Viimeaikaiset tutkimukset viittaavat siihen, että Hubblen vakio on noin 71 (km/s)/Mpc, mikä vastaa maailmankaikkeuden ikää 13,75 miljardia vuotta. Kun tiedämme maailmankaikkeuden iän, voimme arvioida sen havaittavan alueen koon.

Suhteellisuusteorian mukaan tieto mistään esineestä ei voi saavuttaa havainnoijaa valonnopeutta (299792458 m/s) suuremmalla nopeudella. Osoittautuu, että tarkkailija ei näe vain esinettä, vaan sen menneisyyttä. Mitä kauempana esine on siitä, sitä kauempana se näyttää menneisyydestä. Esimerkiksi Kuuta katsomalla näemme sellaisena kuin se oli hieman yli sekunti sitten, Auringon - yli kahdeksan minuuttia sitten, lähimmät tähdet - vuosia, galaksit - miljoonia vuosia sitten jne. Einsteinin kiinteässä mallissa universumilla ei ole ikärajaa, mikä tarkoittaa, että sen havaittavaa aluetta ei myöskään rajoita mikään. Yhä kehittyneemmillä tähtitieteellisillä välineillä aseistettu tarkkailija tarkkailee yhä kauempana olevia ja muinaisempia kohteita.

Meillä on erilainen kuva nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kanssa. Sen mukaan universumilla on ikä ja siten havainnointiraja. Toisin sanoen universumin syntymän jälkeen yhdelläkään fotonilla ei olisi ollut aikaa kulkea 13,75 miljardia valovuotta pitempi matka. Osoittautuu, että voimme sanoa, että havaittavaa maailmankaikkeutta rajoittaa tarkkailijasta pallomainen alue, jonka säde on 13,75 miljardia valovuotta. Tämä ei kuitenkaan ole aivan totta. Älä unohda universumin tilan laajenemista. Kunnes fotoni saavuttaa tarkkailijan, sen lähettänyt kohde on jo 45,7 miljardin valovuoden päässä meistä. vuotta. Tämä koko on hiukkashorisontti, ja se on havaittavan maailmankaikkeuden raja.

Horisontin yli

Joten havaittavan maailmankaikkeuden koko on jaettu kahteen tyyppiin. Näennäinen koko, jota kutsutaan myös Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta). Ja todellinen koko, nimeltään hiukkashorisontti (45,7 miljardia valovuotta). On tärkeää, että kumpikaan näistä horisonteista ei luonnehdi lainkaan universumin todellista kokoa. Ensinnäkin ne riippuvat tarkkailijan sijainnista avaruudessa. Toiseksi ne muuttuvat ajan myötä. ΛCDM-mallin tapauksessa hiukkashorisontti laajenee nopeudella, joka on suurempi kuin Hubblen horisontti. Kysymys siitä, muuttuuko tämä suuntaus tulevaisuudessa, moderni tiede ei anna vastausta. Mutta jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajentumistaan ​​kiihtyvällä vauhdilla, niin kaikki nyt näkemämme esineet katoavat ennemmin tai myöhemmin "näkökentältämme".

Toistaiseksi kaukaisin tähtitieteilijöiden havaitsema valo on CMB. Tutkiessaan sitä tutkijat näkevät maailmankaikkeuden sellaisena kuin se oli 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Sillä hetkellä maailmankaikkeus jäähtyi niin paljon, että se pystyi lähettämään vapaita fotoneja, jotka vangitaan nykyään radioteleskooppien avulla. Tuohon aikaan maailmankaikkeudessa ei ollut tähtiä tai galakseja, vaan vain jatkuva vety-, heliumin ja mitätön määrä muita alkuaineita. Tässä pilvessä havaituista epähomogeenisuuksista muodostuu myöhemmin galaktisia klustereita. Osoittautuu, että juuri ne esineet, jotka muodostuvat kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn epähomogeenisuudesta, sijaitsevat lähimpänä hiukkashorisonttia.

Todelliset rajat

Se, onko maailmankaikkeudella todellisia, havaitsemattomia rajoja, on edelleen pseudotieteellisen spekuloinnin aihe. Tavalla tai toisella kaikki lähestyvät universumin ääretöntä, mutta he tulkitsevat tämän äärettömän täysin eri tavoin. Jotkut pitävät maailmankaikkeutta moniulotteisena, jossa "paikallinen" kolmiulotteinen universumimme on vain yksi sen kerroksista. Toiset sanovat, että universumi on fraktaali, mikä tarkoittaa, että paikallinen universumimme voi olla toisen hiukkanen. Älä unohda Multiversen erilaisia ​​​​malleja suljetuine, avoimina, rinnakkaisine universumeineen ja madonreikineen. Ja monia, monia muita erilaisia ​​versioita, joiden määrää rajoittaa vain ihmisen mielikuvitus.

Mutta jos otamme käyttöön kylmän realismin tai yksinkertaisesti siirrymme pois kaikista näistä hypoteeseista, voimme olettaa, että universumimme on loputon homogeeninen säiliö kaikista tähdistä ja galakseista. Lisäksi missä tahansa hyvin kaukaisessa kohdassa, olipa se sitten miljardeissa gigaparsekeissa meistä, kaikki olosuhteet ovat täsmälleen samat. Tässä vaiheessa hiukkashorisontti ja Hubble-pallo ovat täsmälleen samat, ja niiden reunassa on sama jäännesäteily. Ympärillä on samat tähdet ja galaksit. Mielenkiintoista on, että tämä ei ole ristiriidassa maailmankaikkeuden laajenemisen kanssa. Loppujen lopuksi ei vain universumi laajene, vaan sen avaruus. Se, että alkuräjähdyksen hetkellä maailmankaikkeus nousi yhdestä pisteestä, osoittaa vain, että silloin olleet äärettömän pienet (käytännössä nolla) koot ovat nyt muuttuneet käsittämättömän suuriksi. Tulevaisuudessa käytämme tätä hypoteesia ymmärtääksemme selvästi havaittavan maailmankaikkeuden mittakaavan.

Visuaalinen esitys

Eri lähteet tarjoavat kaikenlaisia ​​visuaalisia malleja, joiden avulla ihmiset voivat ymmärtää maailmankaikkeuden mittakaavan. Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme, kuinka laaja kosmos on. On tärkeää ymmärtää, kuinka sellaiset käsitteet kuin Hubble-horisontti ja hiukkashorisontti todellisuudessa ilmenevät. Kuvittelemme tätä varten mallimme askel askeleelta.

Unohdetaan, että nykyaikainen tiede ei tiedä universumin "vieraasta" alueesta. Hylkäämällä versiot multiversumeista, fraktaaliuniversumista ja sen muista "lajikkeista" kuvitellaan, että se on yksinkertaisesti ääretön. Kuten aiemmin todettiin, tämä ei ole ristiriidassa sen tilan laajentamisen kanssa. Tietenkin otamme huomioon sen tosiasian, että sen Hubble-pallo ja hiukkasten pallo ovat vastaavasti 13,75 ja 45,7 miljardia valovuotta.

Universumin mittakaava

Paina START-painiketta ja löydä uusi, tuntematon maailma!
Aluksi yritetään ymmärtää, kuinka suuret Universal-asteikot ovat. Jos olet matkustanut ympäri planeettamme, voit hyvin kuvitella kuinka suuri maa on meille. Kuvittele nyt planeettamme tattarijyvänä, joka liikkuu kiertoradalla vesimeloni-auringon ympäri, puolen jalkapallokentän kokoisena. Tässä tapauksessa Neptunuksen kiertorata vastaa pienen kaupungin kokoa, alue - Kuuta, Auringon vaikutusrajan aluetta - Marsia. Osoittautuu, että aurinkokuntamme on yhtä paljon suurempi kuin Maa kuin Mars on suurempi kuin tattari! Mutta tämä on vasta alkua.

Kuvittele nyt, että tämä tattari on järjestelmämme, jonka koko on noin yksi parsek. Silloin Linnunrata on kahden jalkapallostadionin kokoinen. Tämä ei kuitenkaan riitä meille. Meidän on pienennettävä Linnunrata senttimetrin kokoiseksi. Se tulee jollain tapaa muistuttamaan kahvivaahtoa, joka on kääritty porealtaan keskellä kahvimustaa intergalaktista tilaa. Kaksikymmentä senttimetriä siitä on sama kierre "vauva" - Andromeda-sumu. Niiden ympärillä on parvi pieniä galakseja paikallisessa ryhmässämme. Universumimme näennäinen koko on 9,2 kilometriä. Olemme oppineet ymmärtämään universaalit ulottuvuudet.

Universaalin kuplan sisällä

Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme itse mittakaavan. On tärkeää ymmärtää maailmankaikkeus dynamiikassa. Kuvittele itsemme jättiläisiksi, joille Linnunradan halkaisija on senttimetri. Kuten juuri nyt todettiin, löydämme itsemme pallon sisällä, jonka säde on 4,57 ja halkaisija 9,24 kilometriä. Kuvittele, että pystymme nousemaan tämän pallon sisällä, matkustamaan ylittäen kokonaisia ​​megaparsekkeja sekunnissa. Mitä näemme, jos universumimme on ääretön?

Tietenkin edessämme ilmestyy lukemattomia kaikenlaisia ​​galakseja. Elliptinen, spiraalimainen, epäsäännöllinen. Jotkut alueet ovat täynnä niitä, toiset ovat tyhjiä. Pääominaisuus on, että visuaalisesti ne ovat kaikki liikkumattomia, kun taas me olemme liikkumattomia. Mutta heti kun otamme askeleen, galaksit itse alkavat liikkua. Jos esimerkiksi pystymme näkemään mikroskooppisen aurinkokunnan senttimetrin Linnunradassa, voimme tarkkailla sen kehitystä. Kun olemme siirtyneet 600 metriä pois galaksistamme, näemme prototähden Auringon ja protoplanetaarisen kiekon muodostumishetkellä. Lähestymme sitä, näemme kuinka maapallo ilmestyy, elämä syntyy ja ihminen ilmestyy. Samalla tavalla näemme, kuinka galaksit muuttuvat ja liikkuvat, kun siirrymme pois tai lähestymme niitä.

Näin ollen mitä kauempana oleviin galakseihin katsomme, sitä muinaisempia ne ovat meille. Joten kaukaisimmat galaksit sijaitsevat kauempana kuin 1300 metriä meistä, ja 1380 metrin vaihteessa näemme jo jäännössäteilyä. Totta, tämä etäisyys on meille kuvitteellinen. Kuitenkin kun pääsemme lähemmäksi CMB:tä, näemme mielenkiintoisen kuvan. Luonnollisesti tarkkailemme, kuinka galaksit muodostuvat ja kehittyvät alkuperäisestä vetypilvestä. Kun saavutamme yhden näistä muodostuneista galakseista, ymmärrämme, että emme ole ylittäneet 1,375 kilometriä, vaan kaikki 4,57 kilometriä.

Skaalaus

Tämän seurauksena lisäämme kokoa entisestään. Nyt voimme sijoittaa kokonaisia ​​tyhjiöitä ja seiniä nyrkkiin. Joten löydämme itsemme melko pienestä kuplasta, josta on mahdotonta päästä ulos. Etäisyys kuplan reunalla oleviin esineisiin ei vain kasva niiden lähestyessä, vaan itse reuna liikkuu loputtomasti. Tämä on koko havaittavan maailmankaikkeuden koon ydin.

Ei ole väliä kuinka suuri maailmankaikkeus on, havainnoijalle se jää aina rajoitetuksi kuplaksi. Tarkkailija on aina tämän kuplan keskustassa, itse asiassa hän on sen keskus. Yrittäessään päästä johonkin kuplan reunalla olevaan esineeseen tarkkailija siirtää sen keskustaa. Kun lähestyt kohdetta, tämä kohde siirtyy yhä kauemmaksi kuplan reunasta ja samalla muuttuu. Esimerkiksi muodottomasta vetypilvestä se muuttuu täysimittaiseksi galaksiksi tai edelleen galaktiseksi joukoksi. Lisäksi polku tähän kohteeseen kasvaa, kun lähestyt sitä, kun itse ympäröivä tila muuttuu. Kun pääsemme tähän esineeseen, siirrämme sen vain kuplan reunalta sen keskustaan. Universumin reunalla jäännössäteily myös välkkyy.

Jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajenemista kiihtyvällä tahdilla, niin ollessamme kuplan keskellä ja kiemurtelemalla aikaa miljardeja, triljoonia ja vielä korkeampia vuosia eteenpäin huomaamme vielä mielenkiintoisemman kuvan. Vaikka myös kuplamme kasvaa, sen mutatoituvat komponentit siirtyvät pois meistä entistä nopeammin jättäen tämän kuplan reunan, kunnes kaikki universumin hiukkaset vaeltavat erilleen yksinäisessä kuplassaan ilman kykyä olla vuorovaikutuksessa muiden hiukkasten kanssa.

Joten modernilla tieteellä ei ole tietoa siitä, mitkä ovat maailmankaikkeuden todelliset mitat ja onko sillä rajoja. Mutta tiedämme varmasti, että havaittavalla maailmankaikkeudella on näkyvä ja todellinen raja, jota kutsutaan Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta) ja hiukkasten säteeksi (45,7 miljardia valovuotta). Nämä rajat ovat täysin riippuvaisia ​​tarkkailijan sijainnista avaruudessa ja laajenevat ajan myötä. Jos Hubblen säde laajenee tiukasti valonnopeudella, hiukkashorisontin laajeneminen kiihtyy. Kysymys siitä, jatkuuko sen hiukkashorisontin kiihtyvyys entisestään ja muuttuuko supistuminen, on edelleen avoin.