KOSMOLOGISET PARADOKSIT
vaikeudet (ristiriidat), joita syntyy, kun fysiikan lait ulotetaan koko universumiin. Klassikko Kvanttiparadoksi on fotometrinen (tai Szezo-Olbersin paradoksi) ja gravitaatio (muuten Zeliger-paradoksi tai Neumann-Zeliger).
Vaikuttaa luonnolliselta olettaa, että kaikkialla universumin äärettömässä avaruudessa niitä on aina säteileviä tähtiä ja mitkä ovat heidän keskimääräiset tilat. tiheys (tähtien lukumäärä tietyssä tilavuudessa) on yleensä nollasta poikkeava. Tässä tapauksessa koko taivaanpinnan tulisi kuitenkin olla häikäisevän kirkas, kuten esimerkiksi Auringon pinnan; itse asiassa yötaivaan pinnan kirkkaus on miljoonia kertoja pienempi. Oletukset valon absorptiosta tähtienvälinen väliaine ja muut eivät poista fotometristä. paradoksi ja voi jopa vahvistaa sitä.
klo samanlaiset olosuhteet On myös gravitaatioparadoksi. Jos kaikkialla ääretön universumi gravitaatiomassoja on ja niiden jakautumisen keskimääräinen tiheys ei nollaudu riittävän nopeasti siirryttäessä yhä suuremmille avaruuden alueille, niin näiden massojen Newtonin gravitaatiopotentiaalilla ei ole varmaa arvoa. lopullinen arvo; abs. Newtonin teorian perusteella lasketut kappaleiden liikekiihtyvyydet voidaan saada äärettömän suuriksi tai äärettömän suuriksi jne.
Näiden paradoksien olemassaolosta tehtiin usein johtopäätöksiä tarpeesta luopua meidän tuntemiemme fysiikan lakien soveltamisesta maailmankaikkeuteen tai jopa tarpeesta hylätä itse ajatus maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Molemmat paradoksit voidaan kuitenkin voittaa jopa klassisissa puitteissa. fysiikka, jos vain otamme huomioon äärettömän erityispiirteet. Avaruuden rajallisella alueella aineen keskimääräinen tiheys, nolla, tarkoittaa tyhjyyttä, aineen puuttumista. Äärettömälle alueelle tällainen jakauma on mahdollinen, kun keskimääräinen tiheys jollakin, mielivaltaisen suurella, mutta äärellisellä alueella on mielivaltaisen suuri (mutta äärellinen), ja samalla koko äärettömälle avaruudelle se on nolla. Ajatus tällaisesta jakelujärjestelmästä esitettiin jo 1700-luvulla.
Lambert ja Charlier kehitti matemaattisesti vuosina 1908–22.
Klassikkojen joukossa K. p. voidaan katsoa myös termodynaamiseksi. paradoksi - johtopäätös maailmankaikkeuden lämpökuoleman väistämättömyydestä (katso myös entropia).
Näillä esirelativististen ideoiden puitteissa nousevilla paradoksilla ei ole sijaa relativistisessa kosmologiassa. Gravitaatioparadoksi matematiikan kanssa. t. sp. johtuu ilmeisesti alkuperästään newtonilaisen gravitaatioteorian kenttäyhtälöiden luonteesta (niiden lineaarisuudesta ja elliptisyydestä). Fyysisen kanssa t. sp. tämä tarkoittaa, että Newtonin teoria ei ota huomioon tiettyjä olentoja. Einsteinin teorian paljastamat gravitaatiokentän piirteet (erityisesti loppunopeus vuorovaikutuksen jakautuminen). Fotometrinen paradoksi on periaatteessa voitettu jo sen tosiasian ansiosta, että maailmankaikkeus, jossa on t. sp. Suhteellisuusteoria ei voi olla staattinen - kaikki sen komponentit riittävät suuret koot muodonmuutoksia (katso Punasiirtymä). Termodynamiikan voittamiseksi paradoksi, katso lämpökuolema Universumi.
C. p. ovat ensisijaisesti tärkeä fyysinen erikoistapaus. paradokseja, mutta ne ovat tietysti myös loogisen luonteenomaisia. paradokseja, koska ne syntyvät premissien, arvioiden ja johtopäätösten käytön seurauksena, sovellettavuuden rajat kirjeenvaihdossa. Tieteen kehitysvaihetta ei ole vielä selvitetty. Liikkuvan aineen ominaisuudet ovat äärettömän erilaisia, mutta jokaisella tämä vaihe tieteen kehityksessä lähdemme vain niistä ominaisuuksista ja ilmiöistä, jotka jo tunnetaan. Tiettyjen olentojen tietämättömyys. tunnettuja ominaisuuksia ilmiöt (esimerkiksi vuorovaikutuksen äärellinen etenemisnopeus painovoimailmiöissä) tai ilmiöt, jotka havaitaan vain siirryttäessä suuriin mittakaavaihin (esimerkiksi galaksien "perääntymisen" ilmiöt), kuten voidaan nähdä esimerkki gravitaatiovoimista. ja fotometriset paradokseja ja luo edellytykset paradoksien syntymiselle. Kvanttiilmiön syntymisen perustaa tulisi viime kädessä etsiä kosmologian kohteen, maailmankaikkeuden, erityispiirteistä. Se on ääretön aika-avaruudessa, ja siksi sovellettaessa lakeja tai ehtoja koko maailmankaikkeuteen on otettava huomioon äärettömyyden ristiriidat, erityisesti mahdollisuus rikkoa aksioomaa "kokonaisuus on suurempi kuin [sen oikea] osa" (katso myös Infinity, Universe, Cosmology, Paradox).
Kvanttiteorian merkitys kosmologialle on ensisijaisesti heuristinen. K. p. kaventaa ympyrää suuresti mahdolliset ratkaisut kosmologinen Ongelmia. Itse asiassa siitä yksinkertainen tosiasia että yöllä on pimeää, tästä seuraa, että universumia ei voi järjestää millään tavalla: kaikista kuviteltavissa olevista maailmankaikkeuden rakennekaavioista vain fotometrisestä ja muusta kvanttimekaniikasta vapaat voivat laskea. Kehityksen aikana kosmologiasta syntyy paradokseja ja muita; jokaisen niistä voittaminen merkitsee askelta eteenpäin tiedossa yleisiä malleja maailmankaikkeuden rakenteita.
Lit.: Fesenkov V. G., Moderni. ajatuksia maailmankaikkeudesta, M.–L., 1949, ch. 4; Parenago P. P., Kurs tähtien tähtitiede, 3. painos, M., 1954, §§ 36, 56; Zelmanov A.L., ei-relativisti. painovoimainen paradoksi ja yleinen teoria suhteellisuusteoria, "fysikaaliset ja matemaattiset tieteet" (tieteelliset raportit. lukio), 1958, 2; hänen oma, Photometric. paradox, TSB, 2. painos, v. 45; hänen oma, Gravity. paradoksi, fysiikka. tietosanakirja. sanakirja, v. 1; Ηaan G.I., Modernista. kosmologian tila. tieteet, § 2, kokoelmassa: Kosmogonia kysymyksiä, v. 6, M., 1958; Kipper A. Minä, painovoimasta. paradox, ibid., osa 8, M., 1962. Katso myös lit. osoitteessa Art. Kosmologia.
G. Haan. Tallinna.
Tähtitieteen oppitunnin pääpiirteet
tässä aiheessa:
"Universumin rajallisuus ja äärettömyys - kosmisen kosmologian paradoksit"
Asia
Tähtitiede
Luokka
1011
yhteinen osa
Oppitunnin aihe
Avaruuskosmologian universumin paradoksien äärellisyys ja äärettömyys
Oppitunnin tarkoitus ja tavoitteet
Tavoite oppitunnin lopputuloksen muotoiluna: saada käsitys ainutlaatuisesta esineestä -
Universumi kokonaisuudessaan, opi kuinka ratkaistaan kysymys maailmankaikkeuden, rakenteen ja mittakaavan äärellisyydestä tai äärettömyydestä
Universumi avaruuskosmologian käsitteestä, havaintojen ominaisuuksista, tutkia maailmankaikkeuden rakennetta ja kehitystä
kokonaisuutena harkita kaukoputken resoluution, suurennuksen ja aukkosuhteen löytämiseen liittyvien ongelmien ratkaisemista, noin
tähän liittyviä paradokseja teoreettisia kantoja taustalla yleinen suhteellisuusteoria
maailmankaikkeuden kosmologisten mallien rakentaminen.
Tehtävät keinona saavuttaa oppitunnin tavoite:
Koulutus: esittele tähtitieteen käsitteet tieteenä ja tähtitieteen pääosat, tiedon kohteet
tähtitiede: avaruusobjekteja, prosessit ja ilmiöt; tähtitieteellisen tutkimuksen menetelmät ja niiden ominaisuudet;
toista miten laki on muotoiltu painovoima muista, mistä esineistä universumi koostuu;
selittää, kuinka tiede todistaa yhteyden universaalin gravitaatiolain ja äärellisyyden käsitteiden välillä
maailmankaikkeuden äärettömyys; tutkia fotometrisen paradoksin ristiriitaisuuksia; selittää tarvetta
yleinen suhteellisuusteoria rakentaa malli maailmankaikkeudesta.
Hoito: historiallinen rooli tähtitiede ihmisen maailmankuvan muovaamisessa ja
muiden tieteiden kehittäminen, opiskelijoiden tieteellisen maailmankuvan muodostuminen tutustuttaessa joihinkin filosofisiin ja
yleiset tieteelliset ideat ja käsitteet (materiaalisuus, maailman yhtenäisyys ja tunnettavuus, tila-ajallinen
Universumin mittakaavat ja ominaisuudet, toiminnan universaalisuus fyysisiä lakeja maailmankaikkeudessa) lain avulla
Hubble laskea opiskelijoiden kanssa metagalaksin säteen ja selvittää, laajeneeko vai supistuuko universumi;
Isänmaallinen kasvatus roolin johdannossa Venäjän tiede ja teknologia tähtitieteen kehityksessä ja
astronautiikka. Ammattikorkeakoulututkinto ja työvoiman koulutus kun esität tietoa käytännön asioista
tähtitieteen ja astronautiikan soveltaminen.
Kehittäminen: kehitys kognitiiviset intressit aiheeseen, havaintoon, looginen ajattelu kautta
tosiasioiden systematisointi, maailmankuvan muodostuminen, kyky tehdä johtopäätöksiä, soveltaa hankittua tietoa
ilmiöiden selityksiä. Osoittaa, että ihmisajattelu pyrkii aina tuntemaan tuntemattoman. Taitojen muodostuminen
analysoida tietoa, tehdä luokitusjärjestelmiä.
Oppitunnin välineet sekä tarvittavat lisämateriaalit: esitys, kuvitukset,
taulukot jne.:
tietokone projektorilla, interaktiivinen taulu, lisämateriaalit: mukana esitys
oppitunnin aihemateriaali, videoleikkeet oppitunnille;
joukko tähtitieteen oppikirjoja, lisäkirjallisuutta;
taulukot: Metagalaksi (universumimme), Universumin evoluutio;
ilmapallo havainnollistaa maailmankaikkeuden laajenemista;
Moniste opiskelijoille: varmistustesti tässä aiheessa.
Oppitunnin rakenne (suunnitelma, joka kuvastaa oppitunnin vaiheita):
Organisaatiovaihe;
Motivaatiovaihe: kappaleen alku (ongelman ilmaus);
Uuden materiaalin opiskeluvaihe: oppikirjassa esitetty materiaali + lisämateriaalia ja katsella
koulutus-video elokuva;
Opiskelun materiaalin konsolidointi;
heijastus;
Kotitehtävät.
Oppitunnin vaiheiden sisällön paljastaminen:
Oppilaiden valmistaminen luokkaan.
Merkitse poissaolevaksi.
Tuntien aikana.
Organisaatiovaihe
Tähtitiede - onnellinen tiede: hän, ranskalaisen tiedemiehen Aragon sanoin, ei tarvitse koristeita.
Hänen saavutuksensa ovat niin jännittäviä, että niihin ei tarvitse tehdä erityisiä ponnisteluja kiinnittääkseen huomiota.
Taivaan tiede ei kuitenkaan koostu vain hämmästyttävistä paljastuksista ja rohkeista teorioista. Tässä tieteessä, kuten missä tahansa muussakin,
on ristiriitansa. Tutustumme heihin tänään. Muistetaanpa kuinka universaalin gravitaatiolaki muotoillaan?
Mistä esineistä universumi koostuu? (Oppilas vastaa).
Opiskelijoita pyydetään lukemaan Samuil Marshakin runo ja analysoimaan sen rivejä.
Tiedon päivitys
Vain yöllä näet maailmankaikkeuden...
Vain yöllä näet maailmankaikkeuden.
Hiljaisuutta ja pimeyttä tarvitaan
Joten tämä salainen kokous,
Peittämättä kasvojaan hän tuli.
Kysymyksiä runon analysointiin:
Mitä näiden rivien kirjoittaja ajatteli? (miksi voit nähdä maailmankaikkeuden vain yöllä? Kuinka voit
Universumi "peittääkseen kasvonsa"?)
nimeä tapoja nähdä paremmin maailmankaikkeuden kasvot
Mitä tulee silmiesi eteen, kun luet näitä rivejä?
Kuuletko musiikkia lukiessasi näitä rivejä? Mikä musiikki?
Missä tilanteessa haluaisit lukea nämä rivit?
motivaatiovaihe.
Ongelman kuvaus (s. 126, s. 34)
"Astronomia ei tutki vain yksittäisiä taivaankappaleita ja niiden ryhmiä: tähtiä, planeettoja, tähtijoukkoja,
galakseja ja niiden klustereita, sen tutkimuksen kohteena on maailmankaikkeus kokonaisuutena. Opiskellessaan taivaankappaleet me
voimme verrata niitä toisiinsa, seurata niiden kehitystä. Universumia tutkiessamme emme voi tehdä tätä, koska
Universumi on ainutlaatuinen, emme voi katsoa sitä ulkopuolelta ja verrata sitä toiseen universumiin.
Uuden materiaalin oppiminen.
Kaverit, työskentelemme tänään oppikirjamme kappaleen 34 kanssa.
Mikä on tämän päivän oppitunnin aihe? (Universumin äärellisyys ja äärettömyys ovat paradokseja klassinen kosmologia).
Mitä haasteita kohtaamme tänään? (Opi, kuinka universaalin gravitaatiolaki liittyy ideoihin
maailmankaikkeuden äärellisyys ja äärettömyys, mitä ristiriitoja fotometrinen paradoksi paljastaa, miksi se on tarpeen
yleisen suhteellisuusteorian vetovoima universumin mallin rakentamiseksi?)
Luemme kappaleen huolellisesti, luettuamme sen, täytämme taulukot:
(lukuaika 15 minuuttia, tällä hetkellä lähtö on interaktiivinen taulu tyhjät taulukot täyttämistä varten).
Laadi universumisi näkemyksiäsi ja ehdottamiasi ominaisuuksia käyttämällä
Universumin ominaisuudet
Argumentit
Tietysti
Loputon
№
p/n
1.
2.
3.
Rajoitettu
staattinen
rajaton
ei-kiinteä
Selvitä maailmankaikkeuden perusominaisuudet
äärellinen (rajoitettu kiinteiden tähtien palloon)
Loputon
Universumi
N. Kopernikus
T.Brage
Painovoimalain mukaan
I. Newton
A. Einstein
Kaikki maailmankaikkeuden aine rajoitetussa ajassa
täytyy sulautua yhdeksi sulje järjestelmä.
Painovoiman vaikutuksen alaisena oleva maailmankaikkeuden aine kerätään
joissakin rajoitetuissa määrissä - "saaret",
täyttää tasaisesti maailmankaikkeuden.
Uuden materiaalin oppimisvaihe:
Elokuvaleikkeen katselu 100 suurimmat löydöt: Tähtitiede (5. sarja) yleisestä suhteellisuusteoriasta ja
maailmankaikkeuden laajeneminen. Opettajan tarinan selitys multimediaesityksellä (perustuu materiaaliin,
esitetty oppikirjan kohdassa 34). Katso video https://www.youtube.com/watch?v=k5vbxdbTpQ, lue artikkeli
Internet: (käytetään mobiilitietokoneluokkaa)
https://hinews.ru/science/konechnailibeskonechna
vselennaya.html
Täytettävät taulukot tutkittuaan kappaleen (oppilaiden ääni (kirjoitettu kursiivilla)) opettaja täyttää
tietokoneella):
Uusi konsepti
Kosmologia
Fotometrinen
paradoksi
Määritelmä, käsitteen paljastaminen.
Tähtitieteen ala, joka tutkii koko maailmankaikkeuden rakennetta ja kehitystä (evoluutiota). (Kreikasta
kosmos - maailma, universumi ja logos - oppi). Selittää galaksien jakautumisen ja niiden liikkeen
(juokse pois).
Universumin äärellisyyttä ja äärettömyyttä koskevien oletusten välinen ristiriita.
Se on muotoiltu kysymykseksi: miksi taivas on pimeä yöllä? Jos maailmankaikkeus on ääretön, niin
sen sisällä ääretön määrä tähdet, ja jos tähdet ovat kuin aurinko, minkä tahansa taivaan osan pitäisi
olla yhtä kirkas kuin aurinko, mutta se ei ole. Jos universumi on äärellinen, niin se olisi ollut
rajallinen määrä tähtiä ja taivas ei olisi niin kirkas. Mutta rajallisuusoletus
Universumi on ristiriidassa tähtien tasaisen jakautumisen kanssa. Painovoimateorian mukaan
Newton, kaikki rajoitetun universumin tähdet kokoontuisivat ennemmin tai myöhemmin yhteen paikkaan, mutta
se ei tapahdu.
Opiskelijat esiintyvät pieniä viestejä"Kosmologia" ja fotometrinen paradoksi".
Opettaja (esitys selkeyden vuoksi). Riippuen aineen keskimääräisestä tiheydestä, universumin on joko
laajentaa tai supistaa. Universumin laajentuessa galaksien taantuman nopeuden tulisi olla verrannollinen
etäisyys niihin - päätelmän vahvisti E. Hubble, kun havaittiin punasiirtymä galaksien spektreissä. Merkki
Universumin liikkeen ja geometrian määrää aineen tiheyden kriittinen arvo: ρcr= , missä G on gravitaatio
vakio, H=75 km/s*Mpc – Hubblen vakio.
Pienessä universumin mittakaavassa Newtonin gravitaatioteoria on sovellettavissa. Ajatellaanpa kaukaista galaksia
etäisyys R meistä (dia). Vain tämän säteen pallon sisällä oleva aine vetoaa liikkeeseensä. Paino
π 3. Galaksi liikkuu Hubblen lain mukaan kanssa
materiaalia pallon sisällä, jonka säde ja tiheys on R
nopeus \u003d H * R. Jos tämä nopeus alle sekunti avaruuteen, silloin galaksin poisto korvataan approksimaatiolla, ts.
universumin laajeneminen korvataan supistumisella. Jos suurempi tai yhtä suuri kuin - universumin laajeneminen on rajoittamaton
merkki.
, on yhtä suuri kuin M= *(4/3)R
υ
ρ
ρ
Universaalin gravitaatiolain mukaan: Kaiken maailmankaikkeuden aineen on oltava rajoitetun ajan
vetää yhteen yhdeksi tiiviiksi järjestelmäksi. Painovoiman vaikutuksen alaisena oleva maailmankaikkeuden aine kerääntyy joihinkin
rajoitetut määrät - "saaret", jotka täyttävät tasaisesti universumin.
Tutkitun materiaalin konsolidointi::
Nyt kaverit, katsotaan taulukoita ja tehtäviä oppitunnille ja vastataan, ovatko kaikki tehtävät suoritettu? (Ei,
Ei kaikki. Jäljelle jää vastaus kysymykseen - miksi rakentamiseen on tarpeen käyttää yleistä suhteellisuusteoriaa
universumin mallit? Mikä on fotometrinen paradoksi? Mikä on yleinen suhteellisuusteoria ja
mikä on sen merkitys tähtitieteen kannalta?
Vastaus: A. Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria yleistää Newtonin painovoimateorian massiivisille kappaleille ja
aineen nopeudet, jotka ovat verrattavissa valonnopeuteen, asettavat geometriselle tietyt rajoitukset
avaruuden ominaisuuksia, joita ei voida enää pitää euklidisena. A. Einsteinin teorian mukaan ajalla ei ole absoluuttia
luontoa ja aineen liikkumista ja jakautumista avaruudessa ei voida tarkastella geometrisista ominaisuuksista erillään
tilaa ja aikaa. Tarvitsemme tätä tietoa seuraavalla oppitunnilla rakentaaksemme kosmologisen mallin
Universumi.
Heijastus:
Voit pyytää oppilaita arvioimaan toimintaansa oppitunnilla viisiportaisella asteikolla (asteikko näkyy
näyttö):
1) En saavuttanut mitään oppitunnilla;
2) En ymmärtänyt kaikkea, minun täytyy ajatella, tutkia materiaalia itse;
3) Ymmärsin yleensä kaiken, mutta minulla oli vaikeuksia;
4) Ymmärsin kaiken, mutta en onnistunut kirjoittamaan kaikkea ylös;
5) Ymmärsin kaiken, onnistuin tekemään kaiken.
Vastaus kirjoitetaan pienille paperilapuille ja annetaan opettajalle.
Kotitehtävät
§ 34, ratkaise oppikirjan tehtävä nro 33, sivu 131, anna vielä 23 esimerkkiä klassisen kosmologian paradokseista, paitsi
fotometrinen paradoksi, käyttämällä muita lähteitä.
Lisämateriaalia
:
Ongelmanratkaisu:
1. Ensimmäiset karkeat arviot Hubble-vakiosta johtivat väärä arvo H = 530 km/(s × Mpc). Kuinka kauan pitäisi
Alkoiko maailmankaikkeuden laajeneminen sellaisesta arvosta?
2. Onko Hubblen vakio todella vakio ajan myötä? Olettaen, että galaksien nopeudet ovat suhteessa toisiinsa
ystävä älä muutu, löydä mikä on yhtä suuri kuin H 6 miljardin vuoden kuluttua. Nykyaikainen merkitys H on otettu 75 km/(s × Mpc).
3. Tehtävä nro 32, oppikirjan sivu 130.
4. Aineen keskimääräinen tiheys universumissa
= 3×1028 kg/m3. Laske kriittinen tiheysarvo
ainetta ja vertaa sitä maailmankaikkeuden aineen keskimääräiseen tiheyteen. Analysoi tulos ja
selvittää, laajeneeko vai supistuuko universumi.
Kysymyksiä:
1. Määrittele aiheen käsitteet kuten kosmologia, universumi, metagalaksi;
2. Määritä kosmologisen periaatteen, fotometrisen paradoksin, gravitaatioparadoksin sisältö;
3. Muodosta yhteys universaalin gravitaatiolain ja universumin äärellisyyttä ja äärettömyyttä koskevien käsitysten välille;
4. Kuvaile "kuuman universumin" kosmologista mallia.
5. Miten galaksit luokitellaan?
6. Ilmoita Hubblen laki. Mikä on Hubblen vakio?
7. Muotoile universaalin gravitaatiolaki. Mikä on gravitaatiovakio?
8. Millä yksiköillä mitataan etäisyydet kaukaisiin universumin esineisiin? Mikä on pc:n, km:n ja sv.g:n välinen suhde?
Doppler-ilmiö - niiden liikkeen aiheuttama muutos vastaanottimen tallentamien aaltojen taajuudessa ja pituudessa
lähteen ja/tai vastaanottimen liike.
Doppler-efekti ääniaallot
Doppler-efekti valoaalloille
esimerkki
tuloksia
havainnot
Ajoneuvon liike sireeni päällä
Kun auto ei ole
liikkuu suhteessa
tarkkailija, niin hän kuulee täsmälleen äänen
joka lähettää sireenin. Mutta jos auto on
lähestyä tarkkailijaa, sitten äänitaajuutta
aallot kasvavat ja tarkkailija kuulee
korkeampi ääni kuin si todellisuudessa lähettää
peukaloinen. Ja kun auto kulkee eteenpäin ja tulee
jo poistumassa, eivätkä lähesty, niin he tarkkailevat
kuusi kuulee matalamman äänen
(tai punasiirtymä)
Kaukaisten galaksien liikkuminen
Galaksien punasiirtymä on löydetty
Amerikkalainen tähtitieteilijä W. Slifer vuonna 1912-
1914; vuonna 1929 E. Hubble havaitsi, että punasiirtymä
varten kaukaisia galakseja enemmän kuin sukulaisille ja
kasvaa suunnilleen suhteessa
etäisyys (K. s.:n laki tai Hubblen laki). AT
punasiirtymän seurauksena
sisään tulevien fotonien energian väheneminen.
Keskustelun aiheita:
1. Onko mahdollista "kuulla" ja "nähdä" Doppler-ilmiö? Antaa esimerkkejä.
2. Miksi kaukaisten galaksien spektrien viivat ovat punasiirtyneitä?
3. Miksi punasiirtymä määräytyy suuri numero galaksit kasvavat askelin etäisyyden mukaan?
4. Miksi useat lähellä olevat galaksit ovat sinisiirtyneitä?
Vastaukset:
1. Akustinen Doppler-ilmiö voidaan kuulla lavasta ohi kulkevan pillin äänen sävyn muutoksena
junat. Voit "nähdä" vaikutuksen ainakin kylvyssä tai lammessa. Upota sormi ajoittain veteen niin, että se on pinnalla
aallot muodostuvat, siirrä sitä tasaisesti yhteen suuntaan. Toisiaan seuraavat aaltojen harjat suuntaan
sormien liikkeet paksuuntuvat, eli aallonpituus pienenee tavallista pienemmäksi, taaksepäin suunnassa - enemmän.
2. Tätä ilmiötä on kutsuttu "metagalaktiseksi punasiirtymäksi". Se tulkitaan periaatteen mukaan
Doppler galaksien keskimääräisten etäisyyksien lisäyksenä. Syynä tähän on nykyajan näkemyksen mukaan
valtava räjähdys, joka tapahtui 10-20 miljardia vuotta sitten ja johti galaksien taantumaan.
3. Tämä havaintoseikka todistaa metagalaksin solurakenteen.
4. Näiden galaksien omituiset nopeudet lisää nopeuksia galaksien taantuma.
Muotoile vastaus kysymykseen harkittuasi fotometristen ja gravitaatioparadoksien sisältöä
(työtä tehdään ryhmissä; jokainen ryhmä tutkii yhtä paradokseista, sitten yhtä edustajista
ryhmä kertoo uudelleen olemuksensa, ratkaisunsa ja vastaa myös esitettyihin kysymyksiin).
Fotometrinen paradoksi (saksalainen selittää yksityiskohtaisesti tiedemies Heinrich Olbres vuonna 1826): loputtomassa
Universumi, joka on täynnä tähtiä kaoottisella tavalla, maasta tulevan tarkkailijan on jatkuvasti kompasteltava katsomalla
tähden pinta (kohteen kirkkaus ei riipu etäisyydestä siihen). Todellisuudessa näin ei ole.
Paradoksin selittämiseksi Olbers ehdotti, että tähtienvälisessä avaruudessa on hajallaan olevaa ainetta,
joka imee kaukaisten tähtien valon.
Keskustelun aiheita:
1. Selitä fotometrisen paradoksin selittämisen mahdottomuus
absorboivan pimeän aineen läsnäolo universumissa.
2. Onko paradoksi mahdollista selittää punasiirtymän olemassaolon perusteella?
Jos on, miten?
3. Selitä Neuvostoliiton kosmologin A.L. lausunnon totuus.
Zelmanov, joka väitti, että maailmankaikkeuden puristuminen tapahtuu ilman
todistajia.
Vastaukset:
1.
Vaikka sata vuotta myöhemmin, tähtienvälinen valon absorptio on todellakin
löydettiin, se ei pystynyt ratkaisemaan fotometristä paradoksia, koska itse
pölyhiukkasia rajattomassa ja ikuinen universumi tasaisesti täynnä tähtiä,
lämpenee tähtien pinnan lämpötilaan ja hehkuisi kuin tähdet.
Fotometrinen paradoksi on olemassa vain homogeenisissa ja
laajeneva maailmankaikkeus,
isotrooppinen staattinen universumi. Teoriassa
kehittänyt Alexander Friedman ja Edwin Hubble, fotometrinen
paradoksi ei johdu punasiirtymän olemassaolosta. Punasiirtymän seurauksena on laskua
saapuvien fotonien energia.
2.
3. Violettisiirtymän seurauksena sisään tulevien fotonien energia lisääntyy ja sen seurauksena
ihmiskunnan lämpökuolema.
Gravitaatioparadoksi (saksalaisen tähtitieteilijän H. Seeligerin vuonna 1895 laatima): lain käyttö
Newton, äärettömässä universumissa, joka on tasaisesti täytetty aineella, on mahdotonta yksiselitteisesti laskea gravitaatiovoimaa
annettu piste. Jos se lasketaan summaamalla pisteeseen, jonka massa on m, syntyvät voimat
samankeskiset kerrokset, jotka on keskitetty samaan pisteeseen, saadaan nolla. Jos suoritamme laskennan samankeskiselle
kerrokset, jotka on keskitetty toiseen pisteeseen, joka on etäisyydellä r annetusta, gravitaatiovoima on yhtä vahvuutta, joiden kanssa
pallo, jonka säde on r, vetää puoleensa pinnallaan olevaa pistettä.
Keskustelun aiheita:
1. Mitä ristiriitaa gravitaatioparadoksi pitää?
2. Jos gravitaatioparadoksi tapahtuu, onko universaalin gravitaatiolaki voimassa? Selitä vastaus.
3. Ilmaise mielipiteesi paradoksiin kahdesta mahdollisesta ratkaisusta.
Muutamia ehdotuksia ongelman ratkaisemiseksi:
aineen lopullinen massa. On helpointa olettaa, että maailmankaikkeudessa on vain rajallinen määrä asioita.
stva. Isaac Newton pohti tätä hypoteesia kirjeessään Richard Bentleylle. Analyysi osoitti, että tällainen "tähti
oja "ajan myötä, tähtien keskinäisen vaikutuksen alaisena, joko yhdistyvät yhdeksi ruumiiksi tai haihtuvat loputtomaan tyhjyyteen.
moderni tulkinta. Newtonin painovoimateoria, kuten kävi ilmi 1900-luvun alussa, ei sovellu laskemiseen
ja voimakkaat gravitaatiokentät. Yleisessä suhteellisuusteoriassa ei ole gravitaatioparadoksia, koska gravitaatiovoima
Yleisen suhteellisuusteorian jännitys on paikallinen seuraus ei-euklidisesta geometriasta, joten voima on aina yksiselitteisesti määritelty ja äärellinen.
Tämän teorian perustan loi vuonna 1916 A. Einstein (staattisen maailmankaikkeuden erikoistapausta varten). Yleisesti
kosmologiset ratkaisut löysi A.A. Friedman vuonna 1922, joka osoitti, että homogeeninen isotrooppinen universumi
on oltava ei-kiinteä.
Ei-stationaarisen universumin (Metagalaksin) ominaisuudet täyttämällä lauseen aukot (valmistettu teksti
jokaiselle opiskelijalle myönnetty, oppikirjan tekstin kanssa työskentelevä opiskelija täyttää aukot):
Ei-stationaarisen universumin malli perustuu punasiirtymän havaitsemiseen kaukaisissa galakseissa.
Metagalaksin laajeneminen: kaukaisten kohteiden poistumisnopeus määräytyy Hubblen lain mukaan:
, jossa H = 72
rH
. Hubblen lain avulla voit määrittää etäisyyden kaukana oleviin esineisiin ja metagalaksin iän:
km
Mps
kanssa
,
tM
r
H
13
910
1
H
. Laajenevan metagalaksin teoria antaa lämpötilan ja tiheyden muutosten lait:
vuotta
T
10
102,1
t
K
,
5105,4
2
t
G
3
cm
, t – aika ilmaistuna sekunteina.
Kemiallinen koostumus Metagalaksit: vetyä noin 75%, heliumia - noin 25%.
Antropogeenisen periaatteen toteutuminen, jonka mukaan metagalaksin kehitys kulkee siihen suuntaan
joka johtaa älykkäiden olentojen syntymiseen.
ρ
aineen tiheys (
Tämä riippuvuus määräytyy arvon mukaan kriittinen tiheys
Metagalaksin jatkokäyttäytyminen määräytyy sen keskimääräisen tiheyden perusteella: keskiarvon arvosta riippuen
) laajeneminen voi tapahtua loputtomasti ajan kuluessa, tai ajan myötä se korvautuu supistumisella.
. Metagalaksin käyttäytyminen tulevaisuudessa
3 2
H
kr
G
8
epävarma saatavuuden vuoksi pimeä aine, jonka olemassaoloa on vaikea havaita sen säteilyllä ja
mukaan lukien jopa 95 % kaikesta aineesta - mustat aukot, matalamassaiset tähdet, joiden valoisuus on alhainen, neutriinot jne.
4. Voiko universumilla olla ääretön laajeneminen?
5. Mitä kemiallisia alkuaineita eniten maailmankaikkeudessa ja milloin ne muodostuivat?
Vastaukset:
""Kuuman maailmankaikkeuden" malli: ennen säteily ja aine olivat tehokkaasti vuorovaikutuksessa keskenään, välillä
niillä oli termodynaaminen vuorovaikutus. Aineen ja säteilyn lämpötila oli sama ja korkea -
Universumi oli "kuuma".
Kysymyksiä etukäteiskeskusteluun:
1. Miksi galaksit hajoavat, vaikka silloin kun Alkuräjähdys ei ollut vielä olemassa?
2. Miksi universumi ei ole paikallaan?
3. Vaikuttaako metagalaksin kosmologinen laajeneminen Maan ja: a) Kuun väliseen etäisyyteen; b) keskus
Galaksit; c) M31-galaksi Andromedan tähdistössä; d) paikallisen galaksijoukon keskus?
1. Galaksit muodostuivat laajenevasta aineesta ja säilyttivät vauhtinsa.
2. Päävoima avaruudessa on painovoima, joka pyrkii keräämään kaiken aineen. Tasapaino toiminnassa
painovoima yksin on mahdotonta. Riippuen koosta alkunopeus aine voi olla rajaton
laajentaa tai laajentaa hidastuen
3. Kosmologinen laajeneminen ei sisällä gravitaatioon sidottuja järjestelmiä ( aurinkokunta, galaksi,
galaksiklusterit). Siksi näissä tapauksissa kosmologinen laajeneminen ei vaikuta Maan ja Maan välisiin etäisyyksiin
määritettyjä objekteja.
4. Jos aineen keskimääräinen tiheys maailmankaikkeudessa on pienempi kuin kriittinen tiheys pcr = 3 1027 kg/m3, niin maailmankaikkeus
laajenee loputtomiin. Ajankohtaisia arvioita näkyvän aineen keskimääräinen tiheys antaa arvon p = 3 1028
kg/m3. Piilotetun massan huomioiminen voi lisätä tätä arvoa. Näin ollen kysymystä maailmankaikkeuden tulevaisuudesta ei ole vielä ratkaistu.
5. Massaltaan maailmankaikkeus sisältää eniten vetyä (77,4 %) ja heliumia (20,8 %). Vetyä ja heliumia muodostui 5 minuutissa
alkuräjähdyksen alun jälkeen.
Taulukon "Universumin evoluution vaiheet" arvioitu sisältö
aikakaudet
Aika alkaen
"Alkaen
Evoluution vaiheet
Lämpötila, K Tiheys, g/cm3
Plankovskaja
Reliiktisten gravitonien synty
?
?
Andronnaya
10:een
5
Relativistisen teorian sovellettavuuden raja
painovoima
Varauksen epäsymmetrian esiintyminen
Nukleonien ja antinukleonien tuhoaminen
lepton
10
4
Soveltamisraja kokeellisesti testattu
fysiikan lakeja
Mesonin tuhoaminen
Jäännösneutrinon muodostuminen
säteilyä
Aineet
10
3
10
10
2
10
10
6
9
10
10
Elektronien ja positronien tuhoutuminen
Alkuperäisen heliumin muodostuminen
CMB-erottelu
Tähtien ja galaksien alkuperä
Moderni aikakausi
10
10
32
28
3*10
12
10
12
3*10
2*10
11
10
10
10
10
9
4*10
3
30
2,7
10
10
10
10
94
78
16
14
10
12
10
10
10
7
4
2
10
21
10
27
10
30
KOSMOLOGISET PARADOKSIT
vaikeudet (ristiriidat), joita syntyy, kun fysiikan lait ulotetaan koko universumiin. Klassikko Kvanttiparadoksi on fotometrinen (tai Szezo-Olbersin paradoksi) ja gravitaatio (muuten Zeliger-paradoksi tai Neumann-Zeliger).
Vaikuttaa luonnolliselta olettaa, että kaikkialla universumin äärettömässä avaruudessa on aina säteileviä tähtiä ja että niiden keskimääräinen avaruus. tiheys (tähtien lukumäärä tietyssä tilavuudessa) on yleensä nollasta poikkeava. Tässä tapauksessa koko taivaanpinnan tulisi kuitenkin olla häikäisevän kirkas, kuten esimerkiksi Auringon pinnan; itse asiassa yötaivaan pinnan kirkkaus on miljoonia kertoja pienempi. Oletukset tähtienvälisen väliaineen valon absorptiosta jne. eivät poista fotometristä. paradoksi ja voi jopa vahvistaa sitä.
Samanlaisissa olosuhteissa syntyy gravitaatioparadoksi. Jos kaikkialla äärettömässä universumissa on gravitaatiomassoja ja niiden keskimääräinen jakautumistiheys ei yleensä nollaa riittävän nopeasti liikkuessaan yhä suuremmille avaruuden alueille, niin näiden massojen Newtonin gravitaatiopotentiaalilla ei ole määritelmää. lopullinen arvo; abs. Newtonin teorian perusteella lasketut kappaleiden liikekiihtyvyydet voidaan saada äärettömän suuriksi tai äärettömän suuriksi jne.
Näiden paradoksien olemassaolosta tehtiin usein johtopäätöksiä tarpeesta luopua meidän tuntemiemme fysiikan lakien soveltamisesta maailmankaikkeuteen tai jopa tarpeesta hylätä itse ajatus maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Molemmat paradoksit voidaan kuitenkin voittaa jopa klassisissa puitteissa. fysiikka, jos vain otamme huomioon äärettömän erityispiirteet. Avaruuden rajallisella alueella aineen keskimääräinen tiheys, joka on yhtä suuri kuin nolla, tarkoittaa tyhjyyttä, aineen puuttumista. Äärettömälle alueelle tällainen jakauma on mahdollinen, kun keskimääräinen tiheys jollakin, mielivaltaisen suurella, mutta äärellisellä alueella on mielivaltaisen suuri (mutta äärellinen), ja samalla koko äärettömälle avaruudelle se on nolla. Ajatus tällaisesta jakelujärjestelmästä esitettiin jo 1700-luvulla.
Lambert ja Charlier kehitti matemaattisesti vuosina 1908–22.
Klassikkojen joukossa K. p. voidaan katsoa myös termodynaamiseksi. paradoksi - johtopäätös maailmankaikkeuden lämpökuoleman väistämättömyydestä (katso myös entropia).
Näillä esirelativististen ideoiden puitteissa nousevilla paradoksilla ei ole sijaa relativistisessa kosmologiassa. Gravitaatioparadoksi matematiikan kanssa. t. sp. johtuu ilmeisesti alkuperästään newtonilaisen gravitaatioteorian kenttäyhtälöiden luonteesta (niiden lineaarisuudesta ja elliptisyydestä). Fyysisen kanssa t. sp. tämä tarkoittaa, että Newtonin teoria ei ota huomioon tiettyjä olentoja. gravitaatiokentän piirteet, jotka Einsteinin teoria paljastaa (erityisesti vuorovaikutuksen äärellinen etenemisnopeus). Fotometrinen paradoksi on periaatteessa voitettu jo sen tosiasian ansiosta, että maailmankaikkeus, jossa on t. sp. suhteellisuusteoria, ei voi olla staattinen - sen kaikkien riittävän suurikokoisten komponenttien on koettava muodonmuutoksia (katso punasiirtymä). Termodynamiikan voittamiseksi paradoksi, katso Heat Death of the Universe.
C. p. ovat ensisijaisesti tärkeä fyysinen erikoistapaus. paradokseja, mutta ne ovat tietysti myös loogisen luonteenomaisia. paradokseja, koska ne syntyvät premissien, arvioiden ja johtopäätösten käytön seurauksena, sovellettavuuden rajat kirjeenvaihdossa. Tieteen kehitysvaihetta ei ole vielä selvitetty. Liikkuvan aineen ominaisuudet ovat äärettömän erilaisia, mutta tieteen jokaisessa kehitysvaiheessa lähdetään vain niistä ominaisuuksista ja ilmiöistä, jotka jo tunnetaan. Tiettyjen olentojen tietämättömyys. tunnettuja ominaisuuksia ilmiöt (esimerkiksi vuorovaikutuksen äärellinen etenemisnopeus painovoimailmiöissä) tai ilmiöt, jotka havaitaan vain siirryttäessä suuriin mittakaavaihin (esimerkiksi galaksien "perääntymisen" ilmiöt), kuten voidaan nähdä esimerkki gravitaatiovoimista. ja fotometriset paradokseja ja luo edellytykset paradoksien syntymiselle. Kvanttiilmiön syntymisen perustaa tulisi viime kädessä etsiä kosmologian kohteen, maailmankaikkeuden, erityispiirteistä. Se on ääretön aika-avaruudessa, ja siksi sovellettaessa lakeja tai ehtoja koko maailmankaikkeuteen on otettava huomioon äärettömyyden ristiriidat, erityisesti mahdollisuus rikkoa aksioomaa "kokonaisuus on suurempi kuin [sen oikea] osa" (katso myös Infinity, Universe, Cosmology, Paradox).
Kvanttiteorian merkitys kosmologialle on ensisijaisesti heuristinen. C. p. kaventaa suuresti mahdollisten ratkaisujen piiriä kosmologisiin ongelmiin. Ongelmia. Pohjimmiltaan jopa siitä yksinkertaisesta tosiasiasta, että yöllä on pimeää, seuraa, että maailmankaikkeutta ei voida järjestää mielivaltaisesti: kaikista kuviteltavissa olevista universumin rakennekaavioista voidaan ottaa vain ne, jotka ovat vapaita fotometrisestä jne. Kosmologian kehityksen aikana jotkut paradokseista voitetaan ja toisia syntyy; Jokaisen niistä voittaminen merkitsee askelta eteenpäin tiedossa maailmankaikkeuden rakenteen yleisistä malleista.
Lit.: Fesenkov V. G., Moderni. ajatuksia maailmankaikkeudesta, M.–L., 1949, ch. 4; Parenago P. P., Tähtien tähtitieteen kurssi, 3. painos, M., 1954, §§ 36, 56; Zelmanov A.L., ei-relativisti. painovoimainen paradoksi ja yleinen suhteellisuusteoria, "Fysikaaliset ja matemaattiset tieteet" (Ylemmän koulun tieteelliset raportit), 1958, 2; hänen oma, Photometric. paradox, TSB, 2. painos, v. 45; hänen oma, Gravity. paradoksi, fysiikka. tietosanakirja. sanakirja, v. 1; Ηaan G.I., Modernista. kosmologian tila. tieteet, § 2, kokoelmassa: Kosmogonia kysymyksiä, v. 6, M., 1958; Kipper A. Minä, painovoimasta. paradox, ibid., osa 8, M., 1962. Katso myös lit. osoitteessa Art. Kosmologia.
G. Haan. Tallinna.
Filosofinen tietosanakirja. 5 osassa - M.: Neuvostoliiton tietosanakirja . Toimittanut F. V. Konstantinov. 1960-1970 .
KOSMOLOGISET PARADOKSIT, vaikeudet (ristiriidat), joita syntyy, kun fysiikan lakeja sovelletaan koko universumiin tai sen riittävän suuriin alueisiin. Yleensä termi "kosmologiset paradoksit" yhdistää fotometriset, termodynaamiset ja gravitaatioparadoksit. Sveitsiläinen tähtitieteilijä J. de Chezo käsitteli itsenäisesti ensimmäistä kosmologista paradoksia - fotometristä paradoksia (Shezo-Olbersin paradoksi) 1700-luvulla ja G. Olbers 1800-luvun alussa. Sen ydin on siinä, että oletus ikuisesta ja äärettömästä maailmankaikkeudesta on ristiriidassa taivaan näennäisen kirkkauden kanssa. Yksinkertainen päättely osoittaa, että olettamus tähtien tasaisesta jakautumisesta avaruudessa sekä oletus niiden olemassaolon loputtomasta ajasta johtaa johtopäätökseen, että tarkkailijalta mielivaltaiseen suuntaan tuleva säde ennemmin tai myöhemmin "saatuu "jonkin tähden pinta. Tästä päättelystä seuraa, että minkä tahansa taivaan osan kirkkauden tulisi olla lähellä kirkkautta auringon pintaa, mikä on selvästi ristiriidassa havaintojen kanssa. Selitys tälle paradoksille on, että homogeenisessa isotrooppisessa laajenevassa universumissa havainnoija vastaanottaa säteilyä etäisyyksiltä, jotka eivät ole kauempana kuin hiukkashorisontti, siirrettynä spektrin punaiselle alueelle, ja objekteista, jotka ovat syntyneet laajenemisen alkamisen jälkeen. Siksi modernissa kosmologiassa Szezo-Olbersin paradoksi puuttuu.
Yksi modernin kosmologian keskustelemista on termodynaaminen paradoksi. Tämä paradoksi liittyy termodynamiikan lakien soveltamiseen kosmologiaan. Termodynamiikan toinen pääsääntö sanoo, että millä tahansa suljettu järjestelmä entropian pitäisi kasvaa vähentäen universumin rakenteiden määrää ja tuomalla siinä olevan aineen lähemmäksi homogeenista tilaa. Sitten herää kysymys: miksi havaittu tila on niin erilainen kuin termodynamiikan toisen pääsäännön edellyttämä tila. Yksi mahdollisia selityksiä- oletus, että osamme universumista on vaihtelu täydellinen universumi, joka on suuri arvo haje. Nykyaikaisessa kosmologiassa tämä teoria kehitettiin venäläinen fyysikko A. D. Linde (ns. kaoottisen universumin teoria). Lindan mukaan universumimme on "verkkoalue" iso universumi, lisäksi syy-seuraus yksittäisten verkkotunnusten välillä saattaa puuttua. Se, että alueemme on havaittavissa, selittyy antrooppisella periaatteella, jonka tyylikkäimmin muotoili venäläinen tiedemies A. L. Zelmanov: "... olemme todistamassa prosesseja tiettyä tyyppiä, koska muun tyyppiset prosessit etenevät ilman todistajia.
Kolmas kosmologinen paradoksi on gravitaatioparadoksi (Neumann-Seliger paradoksi); on se, että Newtonin universaalin gravitaatiolaki, jota sovelletaan äärettömään, homogeeniseen ja isotrooppiseen maailmankaikkeuteen, ei anna järkevää vastausta kysymykseen loputon järjestelmä wt. Kosmologisten asteikkojen osalta vastauksen antaa A. Einsteinin teoria, jossa universaalin gravitaatiolaki on jalostettu voimakkaiden gravitaatiokenttien tapauksessa.
Lit. katso osoitteessa st. Kosmologia.
Universumin kosmologiset paradoksit
Kosmologiset paradoksit— vaikeudet (ristiriidat), joita syntyy, kun fysiikan lakeja sovelletaan koko universumiin tai sen riittävän suuriin alueisiin. Klassinen kuva 1800-luvun maailmasta osoittautui varsin haavoittuvaiseksi maailmankaikkeuden kosmologian alalla, koska oli tarpeen selittää kolme paradoksia: fotometrinen, termodynaaminen ja gravitaatio. Sinua pyydetään selittämään näitä paradokseja modernin tieteen näkökulmasta.
Fotometrinen paradoksi
(J. Shezo, 1744; G. Olbers, 1823) tiivistyi selittämään kysymystä "Miksi yöllä on pimeää?".
Jos maailmankaikkeus on ääretön, siinä on lukemattomia tähtiä. Kanssa verrattuna virka-asujen jakelu tähdet avaruudessa, tähtien määrä tietyllä etäisyydellä kasvaa suhteessa niiden etäisyyden neliöön. Koska tähden kirkkaus pienenee suhteessa sen etäisyyden neliöön, tähtien kokonaisvalon väheneminen niiden etäisyydestä on kompensoitava täsmälleen tähtien lukumäärän kasvulla, ja kaikki taivaallinen pallo pitäisi hehkua tasaisesti ja kirkkaasti. Tätä ristiriitaa todellisuudessa havaitun kanssa kutsutaan fotometriseksi paradoksiksi.
Tämän paradoksin muotoili ensimmäisen kerran kokonaisuudessaan sveitsiläinen tähtitieteilijä Jean-Philippe Louis de Chezo (1718-1751) vuonna 1744, vaikka muutkin tutkijat, erityisesti Johannes Kepler, Otto von Guericke ja Edmund Halley, esittivät samanlaisia ajatuksia aiemmin. Joskus fotometristä paradoksia kutsutaan Olbersin paradoksiksi tähtitieteilijän mukaan, joka kiinnitti siihen huomion 1800-luvulla.
Kuuluisa tarjosi oikean selityksen fotometriselle paradoksille Amerikkalainen kirjailija Edgar Poe kosmologisessa runossa "Eureka" (1848); Tämän ratkaisun yksityiskohtaisen matemaattisen käsittelyn antoi William Thomson (Lord Kelvin) vuonna 1901. Se perustuu maailmankaikkeuden iän äärellisyyteen. Koska (nykyaikaisten tietojen mukaan) universumissa ei ollut galakseja ja kvasaareita yli 13 miljardia vuotta sitten, kaukaisimmat tähdet, joita voimme havaita, sijaitsevat 13 miljardin valovuoden etäisyydellä. vuotta. Tämä eliminoi fotometrisen paradoksin pääoletuksen - että tähdet sijaitsevat millä tahansa mielivaltaisen suurella etäisyydellä meistä. Suurilta etäisyyksiltä havaittu universumi on niin nuori, että tähdet eivät ole vielä ehtineet muodostua siihen. Huomaa, että tämä ei ole missään nimessä ristiriidassa sen kosmologisen periaatteen kanssa, josta universumin äärettömyys seuraa: Universumia ei ole rajoitettu, vaan vain se osa siitä, jossa ensimmäisillä tähdillä oli aikaa syntyä sinä aikana, jolloin valo tuli meille.
Jonkin verran (merkittävästi pienempiä) osuutta yötaivaan kirkkauden vähenemiseen antaa myös galaksien punasiirtymä. Todellakin, kaukaisissa galakseissa on (1+ z) säteilyn aallonpituus on suurempi kuin lähietäisyyksillä olevilla galakseilla. Mutta aallonpituus liittyy valon energiaan kaavalla ε= hc/λ. Siksi kaukaisista galakseista saamiemme fotonien energia (1+ z) kertaa vähemmän. Lisäksi, jos punasiirtymägalaksista z kaksi fotonia lentää ulos aikavälillä δ t, silloin näiden kahden fotonin hyväksymisen välinen aika Maan päällä on (1+ z) kertaa suurempi, joten vastaanotetun valon intensiteetti on yhtä monta kertaa pienempi. Tuloksena saamme, että kaukaisista galakseista meille tuleva kokonaisenergia on (1+ z)² kertaa vähemmän kuin jos tämä galaksi ei liikkuisi pois meistä kosmologisen laajenemisen vuoksi.
Termodynaaminen paradoksi (Clausius, 1850) liittyy ristiriitaan termodynamiikan toisen lain ja maailmankaikkeuden ikuisuuden käsitteen välillä. Lämpöprosessien peruuttamattomuuden mukaan kaikki universumin kappaleet pyrkivät saavuttamaan lämpötasapainon. Jos universumi on olemassa loputtomiin, niin miksi lämpötasapaino luonnossa ei ole vielä tapahtunut, mutta lämpöprosessit ovat vielä kesken?
Gravitaatioparadoksi
Valitse henkisesti sädepallo R 0 siten, että epähomogeeniset solut aineen jakautumisessa pallon sisällä ovat merkityksettömiä ja keskimääräinen tiheys on yhtä suuri kuin universumin keskimääräinen tiheys r . Olkoon pallon pinnalla massakappale m esimerkiksi Galaxy. Keskisymmetrisen kentän Gaussin lauseen mukaan painovoima aineen puolelta, jolla on massa M, suljettuna pallon sisään, vaikuttaa kehoon ikään kuin kaikki aine olisi keskittynyt yhteen pisteeseen, joka sijaitsee pallon keskellä. Samaan aikaan universumin muu aine ei vaikuta tähän voimaan.
Ilmaistaan massa muodossa keskimääräinen tiheys r : 
. Anna sitten - kiihtyvyys vapaa pudotus kappaleen siirto pallon keskelle riippuu vain pallon säteestä R 0 . Koska pallon säde ja pallon keskipisteen sijainti valitaan mielivaltaisesti, testimassaan kohdistuvan voiman vaikutuksesta on epävarmuutta. m ja sen liikkeen suunta.
(Neumann-Seliger paradoksi, nimetty saksalaisten tiedemiesten K. Neumannin ja H. Zeligerin mukaan, 1895) perustuu universumin äärettömyyden, homogeenisyyden ja isotropian asemiin, sillä on vähemmän ilmeinen luonne ja se koostuu siitä, että Newtonin laki universaali gravitaatio ei anna mitään järkevää vastausta kysymykseen äärettömän massajärjestelmän luomasta gravitaatiokentästä (ellei luonnosta tehdä erityisiä oletuksia alueellinen jakautuminen nämä massat). Kosmologisten asteikkojen osalta vastauksen antaa A. Einsteinin teoria, jossa universaalin gravitaatiolaki on jalostettu erittäin voimakkaiden gravitaatiokenttien tapauksessa.
