Diametrul Lunii este de 3000 km, diametrul Pământului este de 12800 km, Soarele este de 1,4 milioane km, în timp ce distanța de la Soare la Pământ este de 150 milioane km. Diametrul lui Jupiter, cea mai mare planetă din sistemul nostru solar, este de 150.000 km. Nu e de mirare că spun că Jupiter ar putea fi o vedetă, în videoclipul de lângă Jupiter este lucru stea, dimensiunea sa () este chiar mai mică decât Jupiter. Apropo, de când am atins de Jupiter, poate că nu ați auzit, dar Jupiter nu se învârte în jurul Soarelui. Faptul este că masa lui Jupiter este atât de mare încât centrul de rotație al lui Jupiter și al Soarelui este în afara Soarelui, astfel încât atât Soarele, cât și Jupiter se rotesc împreună în jurul unui centru comun de rotație.
Conform unor calcule, în galaxia noastră, care se numește „Calea Lactee” (Calea Lactee), există 400 de miliarde de stele. Aceasta este departe de cea mai mare galaxie; există mai mult de un trilion de stele în Andromeda vecină.
După cum se spune în videoclipul de la 4:35, în câteva miliarde de ani Calea Lactee se va ciocni cu Andromeda. Conform unor calcule, folosind orice tehnologie cunoscută nouă, chiar îmbunătățită în viitor, nu vom putea zbura către alte galaxii, deoarece acestea se îndepărtează constant de noi. Doar teleportarea ne poate ajuta. Aceasta este o veste proastă.
Vestea bună este că ne-am născut într-un moment bun când oamenii de știință văd alte galaxii și pot teoretiza despre Big Bang și alte fenomene. Dacă ne-am fi născut mult mai târziu, când toate galaxiile s-ar fi împrăștiat departe unele de altele, atunci cel mai probabil nu am fi putut afla cum a apărut universul, dacă au existat alte galaxii, dacă a existat un Big Bang etc. . Am considera că Calea noastră Lactee (unită de atunci cu Andromeda) este singura și unică în întregul cosmos. Dar suntem norocoși și știm ceva. Probabil.
Să revenim la cifre. Mica noastră Cale Lactee conține până la 400 de miliarde de stele, Andromeda vecină este mai mult de un trilion și există peste 100 de miliarde de astfel de galaxii în universul observabil. Multe dintre ele conțin câteva trilioane de stele. Poate părea incredibil că există atât de multe stele în spațiu, dar cumva americanii au luat și au îndreptat puternicul lor telescop Hubble către un spațiu complet gol de pe cerul nostru. După ce l-au observat câteva zile, au primit această fotografie:
Într-o zonă complet goală a cerului nostru, au găsit 10 mii de galaxii (nu stele), fiecare dintre ele conținând miliarde și trilioane de stele. Iată acest pătrat pe cerul nostru, pentru scară.
Și ce se întâmplă în afara universului observabil, nu știm. Dimensiunea universului pe care îl vedem este de aproximativ 91,5 miliarde de ani lumină. Ce urmează este necunoscut. Poate că întregul nostru univers este doar o bulă în oceanul clocotitor al multiversurilor. În care se pot aplica chiar și alte legi ale fizicii, de exemplu, legea lui Arhimede nu funcționează și suma unghiurilor nu este egală cu 360 gr.
Bucurați-vă. Dimensiunile universului din videoclip:
Universul este tot ceea ce există. Universul este nelimitat. Prin urmare, atunci când discutăm despre dimensiunea Universului, putem vorbi doar despre dimensiunea părții sale observabile - Universul observabil.
Universul observabil este o minge centrată pe Pământ (locul observatorului), are două dimensiuni: 1. dimensiune aparentă - raza Hubble - 13,75 miliarde de ani lumină, 2. dimensiune reală - raza orizontului particulelor - 45,7 miliarde ani lumina.
Modelul modern al Universului este numit și modelul ΛCDM. Litera „Λ” înseamnă prezența constantei cosmologice, ceea ce explică expansiunea accelerată a Universului. „CDM” înseamnă că universul este plin de materie întunecată rece. Studii recente sugerează că constanta Hubble este de aproximativ 71 (km/s)/Mpc, ceea ce corespunde vârstei Universului de 13,75 miliarde de ani. Cunoscând vârsta Universului, putem estima dimensiunea regiunii sale observabile.
Conform teoriei relativității, informațiile despre orice obiect nu pot ajunge la observator cu o viteză mai mare decât viteza luminii (299792458 km/s). Se dovedește, observatorul vede nu doar obiectul, ci și trecutul său. Cu cât obiectul este mai departe de el, cu atât arată mai îndepărtat trecut. De exemplu, privind Luna, vedem cum era acum puțin mai mult de o secundă, Soarele - acum mai bine de opt minute, cele mai apropiate stele - ani, galaxii - acum milioane de ani etc. În modelul staționar al lui Einstein, Universul nu are limită de vârstă, ceea ce înseamnă că nici regiunea sa observabilă nu este limitată de nimic. Observatorul, înarmat cu instrumente astronomice din ce în ce mai avansate, va observa obiecte din ce în ce mai îndepărtate și străvechi.
Dimensiunile universului observabil
Avem o imagine diferită cu modelul modern al Universului. Potrivit acesteia, Universul are o vârstă, și de aici limita de observație. Adică, de la nașterea Universului, niciun foton nu ar fi avut timp să parcurgă o distanță mai mare de 13,75 miliarde de ani lumină. Se pare că putem spune că Universul observabil este limitat de observator de o regiune sferică cu o rază de 13,75 miliarde de ani lumină. Cu toate acestea, acest lucru nu este chiar adevărat. Nu uitați de expansiunea spațiului Universului. Până când fotonul ajunge la observator, obiectul care l-a emis se va afla la 45,7 miliarde de ani lumină de noi. Această dimensiune este orizontul particulelor și este granița Universului observabil.
Deci, dimensiunea universului observabil este împărțită în două tipuri. Dimensiunea aparentă, numită și raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină). Și dimensiunea reală, numită orizont de particule (45,7 miliarde de ani lumină).
Este important ca ambele aceste orizonturi să nu caracterizeze deloc dimensiunea reală a Universului. În primul rând, ele depind de poziția observatorului în spațiu. În al doilea rând, se schimbă în timp. În cazul modelului ΛCDM, orizontul de particule se extinde cu o rată mai mare decât orizontul Hubble. Întrebarea dacă această tendință se va schimba în viitor, știința modernă nu oferă un răspuns. Dar dacă presupunem că Universul continuă să se extindă cu accelerație, atunci toate acele obiecte pe care le vedem acum vor dispărea mai devreme sau mai târziu din „câmpul nostru vizual”.
În acest moment, cea mai îndepărtată lumină observată de astronomi este. Privind în el, oamenii de știință văd Universul așa cum a fost la 380.000 de ani după Big Bang. În acel moment, Universul s-a răcit atât de mult încât a putut să emită fotoni liberi, care sunt capturați astăzi cu ajutorul radiotelescoapelor. În acel moment, în Univers nu existau stele sau galaxii, ci doar un nor continuu de hidrogen, heliu și o cantitate neglijabilă de alte elemente. Din neomogenitățile observate în acest nor, se vor forma ulterior clustere galactice. Se dovedește că tocmai acele obiecte care se vor forma din neomogenitățile radiației cosmice de fond cu microunde sunt situate cel mai aproape de orizontul particulelor.
Dimensiunea reală a universului
Deci, ne-am hotărât asupra mărimii universului observabil. Dar cum rămâne cu dimensiunea reală a întregului univers? știința modernă nu are informații despre dimensiunea reală a universului și dacă are limite. Dar majoritatea oamenilor de știință sunt de acord că universul este nelimitat.
Concluzie
Universul observabil are o graniță vizibilă și adevărată, numită raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină) și, respectiv, raza particulelor (45,7 miliarde de ani lumină). Aceste limite depind complet de poziția observatorului în spațiu și se extind în timp. Dacă raza Hubble se extinde strict cu viteza luminii, atunci expansiunea orizontului particulelor este accelerată. Întrebarea dacă accelerarea orizontului particulelor va continua în continuare și dacă va fi înlocuită de compresie rămâne deschisă.
În cosmologie, încă nu există un răspuns clar la întrebarea care afectează vârsta, forma și dimensiunea Universului și nu există un consens cu privire la caracterul finit al acestuia. Pentru că dacă universul este finit, atunci trebuie fie să se contracte, fie să se extindă. În cazul în care este infinit, multe presupuneri își pierd sensul.
În 1744, astronomul J.F. Shezo a fost primul care s-a îndoit de faptul că universul
Infinit: la urma urmei, dacă numărul de stele nu are limite, atunci de ce nu scânteie cerul și de ce este întuneric? În 1823, G. Olbes a susținut existența limitelor Universului prin faptul că lumina care vine pe Pământ de la stelele îndepărtate ar trebui să devină mai slabă datorită absorbției de către substanța care se află în calea lor. Dar în acest caz, această substanță în sine ar trebui să se încălzească și să strălucească mai rău decât orice stea. și-a găsit confirmarea în știința modernă, care susține că vidul este „nimic”, dar în același timp are proprietăți fizice reale. Desigur, absorbția prin vid duce la creșterea temperaturii acestuia, ceea ce are ca rezultat faptul că vidul devine o sursă secundară de radiație. Prin urmare, în cazul în care dimensiunile Universului sunt într-adevăr infinite, atunci lumina stelelor care au atins distanța limită are o deplasare spre roșu atât de puternică încât începe să se contopească cu radiația de vid de fundal (secundară).
În același timp, putem spune că cele observate de omenire sunt finite, deoarece Distanța de 24 Gigaparsex în sine este finită și este limita orizontului cosmic luminos. Cu toate acestea, datorită faptului că este în creștere, sfârșitul universului se află la o distanță de 93 de miliarde
Cel mai important rezultat al cosmologiei a fost faptul expansiunii universului. Acesta a fost obținut din observațiile deplasării spre roșu și apoi cuantificat conform legii lui Hubble. Acest lucru i-a determinat pe oamenii de știință la concluzia că teoria Big Bang este în curs de confirmare. Potrivit NASA,
care au fost obținute folosind WMAP, începând din momentul Big Bang, echivalează cu 13,7 miliarde de ani. Cu toate acestea, acest rezultat este posibil numai dacă presupunem că modelul care stă la baza analizei este corect. Când se utilizează alte metode de estimare, se obțin date complet diferite.
Atingând structura Universului, nu putem decât să spunem despre forma acestuia. Până acum nu s-a găsit acea figură tridimensională care să-i reprezinte cel mai bine imaginea. Această dificultate se datorează faptului că încă nu se știe exact dacă Universul este plat. Al doilea aspect este legat de faptul că nu se știe cu certitudine despre legătura sa multiplă. În consecință, dacă dimensiunile Universului sunt limitate spațial, atunci când se deplasează în linie dreaptă și în orice direcție, se poate ajunge la punctul de plecare.
După cum putem vedea, progresul tehnologic nu a atins încă nivelul care să răspundă cu acuratețe la întrebări referitoare la vârsta, structura și dimensiunea universului. Până acum, multe teorii din cosmologie nu au fost confirmate, dar nici ele nu au fost infirmate.
17:45 23/06/2016👁 916
Amploarea cosmosului este greu de imaginat și chiar mai dificil de determinat cu exactitate. Dar datorită intuițiilor ingenioase ale fizicienilor, credem că avem o idee bună despre cât de mare este cosmosul. „Let’s take a walk through” – o astfel de invitație a fost făcută de astronomul american Harlow Shapley unei audiențe la Washington, DC, în 1920. A luat parte la așa-numita Marea Dezbatere pe scara universului, alături de colegul Heber Curtis.
Shapley credea că galaxia noastră avea 300.000 de diametru. Este de trei ori mai mult decât cred ei acum, dar pentru acea perioadă măsurătorile au fost destul de bune. În special, el a calculat distanțele proporționale corecte în general în cadrul Căii Lactee - poziția noastră față de centru, de exemplu.
La începutul secolului al XX-lea, totuși, 300.000 de ani-lumină li s-a părut pentru mulți dintre contemporanii lui Shapley un număr absurd de mare. Iar ideea că altele precum Calea Lactee – care erau vizibile în – erau la fel de mari, în general nu a fost luată în serios.
Da, iar Shapley însuși credea că Calea Lactee ar trebui să fie specială. „Chiar dacă spiralele sunt prezente, ele nu sunt comparabile ca mărime cu sistemul nostru stelar”, le-a spus el ascultătorilor săi.
Curtis nu a fost de acord. El credea, și pe bună dreptate, că există multe alte galaxii în univers împrăștiate ca a noastră. Dar punctul său de plecare a fost presupunerea că Calea Lactee era mult mai mică decât calculase Shapley. Conform calculelor lui Curtis, Calea Lactee avea doar 30.000 de ani-lumină în diametru – sau de trei ori mai mică decât arată calculele moderne.
De trei ori mai mult, de trei ori mai puțin - vorbim despre distanțe atât de mari încât este destul de de înțeles că astronomii care s-au gândit la acest subiect în urmă cu o sută de ani ar putea greși atât de mult.
Astăzi suntem destul de siguri că Calea Lactee are o lungime între 100.000 și 150.000 de ani lumină. Universul observabil este, desigur, mult mai mare. Se crede că diametrul său este de 93 de miliarde de ani lumină. Dar de ce asemenea încredere? Cum poți măsura așa ceva cu?
De când Copernic a declarat că Pământul nu este centrul, ne-am luptat mereu să ne rescriem ideile despre ce este universul - și mai ales cât de mare poate fi. Chiar și astăzi, după cum vom vedea, adunăm noi dovezi că întregul univers ar putea fi mult mai mare decât am crezut recent.
Caitlin Casey, astronom la Universitatea Texas din Austin, studiază universul. Ea spune că astronomii au dezvoltat un set de instrumente și sisteme de măsurare ingenioase pentru a calcula nu numai distanța de la Pământ la alte corpuri din sistemul nostru solar, ci și decalajele dintre galaxii și chiar până la sfârșitul universului observabil.
Pașii pentru a măsura toate acestea trec prin scara distanțelor în astronomie. Primul pas al acestei scale este destul de simplu și se bazează pe tehnologia modernă în zilele noastre.
„Putem doar să aruncăm undele radio pe cele mai apropiate din sistemul solar, cum ar fi și , și să măsurăm timpul necesar acestor unde pentru a ajunge înapoi pe Pământ”, spune Casey. „Măsurătorile vor fi astfel foarte precise.”
Radiotelescoapele mari, precum cele din Puerto Rico, pot face treaba - dar pot face și mai mult. Arecibo, de exemplu, îi poate detecta pe cei care zboară în jurul sistemului nostru solar și chiar poate crea imagini cu ei, în funcție de modul în care undele radio revin de pe suprafața asteroidului.
Dar folosirea undelor radio pentru a măsura distanțe în afara sistemului nostru solar este nepractică. Următorul pas în această scară cosmică este măsurarea paralaxei. O facem tot timpul fără să ne dăm seama. Oamenii, ca multe animale, înțeleg intuitiv distanța dintre ei și obiecte, datorită faptului că avem doi ochi.
Dacă ții un obiect în fața ta - o mână, de exemplu - și te uiți la el cu un ochi deschis, apoi treci la celălalt ochi, vei vedea mâna mișcându-ți ușor. Aceasta se numește paralaxă. Diferența dintre aceste două observații poate fi folosită pentru a determina distanța până la obiect.
Creierul nostru face acest lucru în mod natural cu informații de la ambii ochi, iar astronomii fac același lucru cu stelele din apropiere, folosind doar un alt sens: telescoapele.
Imaginați-vă doi ochi plutind în spațiu, de fiecare parte a Soarelui nostru. Datorită orbitei Pământului, avem acești ochi și putem observa deplasarea stelelor față de obiectele din fundal folosind această metodă.
„Măsurăm poziția stelelor pe cer, să zicem, în ianuarie, apoi așteptăm șase luni și măsurăm poziția acelorași stele în iulie, când suntem de cealaltă parte a Soarelui”, spune Casey.
Cu toate acestea, există un prag dincolo de care obiectele sunt deja atât de departe - în jur de 100 de ani lumină - încât deplasarea observată este prea mică pentru a oferi un calcul util. La această distanță, vom fi încă departe de marginea propriei noastre galaxii.
Următorul pas este instalarea secvenței principale. Se bazează pe cunoștințele noastre despre modul în care stelele de o anumită dimensiune - cunoscute sub numele de stele din secvența principală - evoluează în timp.
În primul rând, își schimbă culoarea, devenind mai roșii odată cu vârsta. Măsurând cu precizie culoarea și luminozitatea lor, și apoi comparând aceasta cu ceea ce se știe despre distanța până la stelele din secvența principală, măsurată prin paralaxa trigonometrică, putem estima poziția acestor stele mai îndepărtate.
Principiul din spatele acestor calcule este că stelele de aceeași masă și vârstă ar părea la fel de strălucitoare pentru noi dacă ar fi la aceeași distanță de noi. Dar, din moment ce acest lucru nu este adesea cazul, putem folosi diferența de măsurători pentru a afla cât de departe sunt cu adevărat.
Stelele din secvența principală care sunt utilizate pentru această analiză sunt considerate unul dintre tipurile de „lumânări standard” - corpuri a căror magnitudine (sau luminozitate) o putem calcula matematic. Aceste lumânări sunt împrăștiate în cosmos și luminează universul într-un mod previzibil. Dar stelele din secvența principală nu sunt singurele exemple.
Această înțelegere a modului în care luminozitatea este legată de distanță ne permite să înțelegem distanțele până la obiecte și mai îndepărtate, cum ar fi stelele din alte galaxii. Abordarea secvenței principale nu va mai funcționa, deoarece lumina de la aceste stele - care sunt la milioane de ani lumină distanță, dacă nu chiar mai mult - este greu de analizat cu precizie.
Dar în 1908, un om de știință pe nume Henrietta Swan Leavitt de la Harvard a făcut o descoperire fantastică care ne-a ajutat să măsurăm și aceste distanțe colosale. Swan Leavitt a realizat că există o clasă specială de stele -.
„Ea a observat că un anumit tip de stea își schimbă luminozitatea în timp, iar această schimbare a luminozității, în pulsația acestor stele, este direct legată de cât de strălucitoare sunt prin natură”, spune Casey.
Cu alte cuvinte, o stea Cefeidă mai strălucitoare va „pulsa” mai lent (de-a lungul multor zile) decât o Cefeidă mai slabă. Deoarece astronomii pot măsura destul de ușor pulsul unei cefeide, ei pot spune cât de strălucitoare este o stea. Apoi, observând cât de strălucitoare ni se pare, ei pot calcula distanța.
Acest principiu este similar cu abordarea secvenței principale, în sensul că luminozitatea este cheia. Cu toate acestea, lucrul important este că distanța poate fi măsurată într-o varietate de moduri. Și cu cât avem mai multe moduri de măsurare a distanțelor, cu atât mai bine putem înțelege adevărata scară a curții noastre cosmice.
Descoperirea unor astfel de stele în propria noastră galaxie a convins-o pe Harlow Shapley de dimensiunea sa mare.
La începutul anilor 1920, Edwin Hubble a descoperit cea mai apropiată cefeidă și a ajuns la concluzia că se afla la doar un milion de ani lumină distanță.
Astăzi, după cea mai bună estimare a noastră, această galaxie se află la 2,54 milioane de ani lumină distanță. Deci Hubble a greșit. Dar acest lucru nu îi scade meritele. Pentru că încă încercăm să calculăm distanța până la Andromeda. 2,54 milioane de ani este, de fapt, rezultatul unor calcule relativ recente.
Chiar și acum, amploarea universului este greu de imaginat. O putem estima, și foarte bine, dar, în adevăr, este foarte dificil să calculăm cu exactitate distanțele dintre galaxii. Universul este incredibil de mare. Și galaxia noastră nu este limitată.
Hubble a măsurat, de asemenea, luminozitatea exploziei - tip 1A. Ele pot fi văzute în galaxii destul de îndepărtate, la miliarde de ani lumină distanță. Deoarece luminozitatea acestor calcule poate fi calculată, putem determina cât de departe sunt, așa cum am făcut cu Cefeidele. Supernovele de tip 1A și cefeidele sunt exemple de ceea ce astronomii numesc lumânări standard.
Există o altă caracteristică a universului care ne poate ajuta să măsurăm distanțe foarte mari. Aceasta este redshift.
Dacă sirena unei ambulanțe sau a unei mașini de poliție a trecut vreodată pe lângă tine, ești familiarizat cu efectul Doppler. Când ambulanța se apropie, sirena sună mai tare, iar când se îndepărtează, sirena se stinge din nou.
Același lucru se întâmplă și cu undele de lumină, doar la scară mică. Putem repara această schimbare analizând spectrul de lumină al corpurilor îndepărtate. Vor exista linii întunecate în acest spectru, deoarece culorile individuale sunt absorbite de elementele din și în jurul sursei de lumină - suprafețele stelelor, de exemplu.
Cu cât obiectele sunt mai îndepărtate de noi, cu atât aceste linii se vor deplasa mai departe spre capătul roșu al spectrului. Și asta nu doar pentru că obiectele sunt departe de noi, ci și pentru că se îndepărtează de noi în timp, din cauza expansiunii Universului. Iar observarea deplasării spre roșu a luminii din galaxiile îndepărtate, de fapt, ne oferă dovezi că Universul se extinde într-adevăr.
Știați că universul pe care îl observăm are limite destul de clare? Suntem obișnuiți să asociem Universul cu ceva infinit și de neînțeles. Cu toate acestea, știința modernă la întrebarea „infinitului” Universului oferă un răspuns complet diferit la o astfel de întrebare „evidentă”.
Conform conceptelor moderne, dimensiunea universului observabil este de aproximativ 45,7 miliarde de ani lumină (sau 14,6 gigaparsecs). Dar ce înseamnă aceste numere?
Prima întrebare care vine în minte unui om obișnuit este cum nu poate fi Universul infinit deloc? S-ar părea că este incontestabil că receptacul a tot ceea ce există în jurul nostru să nu aibă limite. Dacă aceste limite există, ce reprezintă ele?
Să presupunem că un astronaut a zburat la granițele universului. Ce va vedea înaintea lui? Perete solid? Bariera de incendiu? Și ce este în spatele ei - golul? Alt univers? Dar golul sau alt Univers poate însemna că ne aflăm la granița universului? Nu înseamnă că nu există „nimic”. Golul și un alt Univers sunt, de asemenea, „ceva”. Dar Universul este acela care conține absolut totul „ceva”.
Ajungem la o contradicție absolută. Se pare că granița Universului ar trebui să ne ascundă ceva ce nu ar trebui să fie. Sau granița Universului ar trebui să separe „totul” de „ceva”, dar acest „ceva” ar trebui, de asemenea, să facă parte din „totul”. În general, absurditate totală. Atunci, cum pot oamenii de știință să pretindă dimensiunea, masa și chiar vârsta supremă a universului nostru? Aceste valori, deși neînchipuit de mari, sunt încă finite. Contestă știința cu evidentul? Pentru a face față acestui lucru, să ne uităm mai întâi la modul în care oamenii au ajuns la înțelegerea modernă a universului.
Extinderea granițelor
Din timpuri imemoriale, omul a fost interesat de cum este lumea din jurul lor. Nu puteți da exemple ale celor trei balene și ale altor încercări ale anticilor de a explica universul. De regulă, în cele din urmă totul s-a rezumat la faptul că baza tuturor lucrurilor este firmamentul pământesc. Chiar și în vremurile antichității și în Evul Mediu, când astronomii aveau cunoștințe extinse despre legile mișcării planetelor de-a lungul sferei cerești „fixate”, Pământul a rămas centrul universului.
Desigur, chiar și în Grecia Antică existau cei care credeau că Pământul se învârte în jurul Soarelui. Au fost cei care au vorbit despre multele lumi și despre infinitul universului. Dar justificări constructive pentru aceste teorii au apărut abia la cotitura revoluției științifice.
În secolul al XVI-lea, astronomul polonez Nicolaus Copernic a făcut prima descoperire majoră în cunoașterea universului. El a demonstrat ferm că Pământul este doar una dintre planetele care se învârt în jurul Soarelui. Un astfel de sistem a simplificat foarte mult explicația unei mișcări atât de complexe și complicate a planetelor din sfera cerească. În cazul unui Pământ staționar, astronomii au fost nevoiți să vină cu tot felul de teorii ingenioase pentru a explica acest comportament al planetelor. Pe de altă parte, dacă se presupune că Pământul este mobil, atunci explicația pentru astfel de mișcări complicate vine de la sine. Astfel, o nouă paradigmă numită „heliocentrism” a fost consolidată în astronomie.
Mulți Sori
Cu toate acestea, chiar și după aceea, astronomii au continuat să limiteze universul la „sfera stelelor fixe”. Până în secolul al XIX-lea, ei nu au putut să estimeze distanța până la lumini. Timp de câteva secole, astronomii au încercat fără succes să detecteze abaterile de poziție a stelelor în raport cu mișcarea orbitală a Pământului (paralaxe anuale). Instrumentele acelor vremuri nu permiteau măsurători atât de precise.
În cele din urmă, în 1837, astronomul ruso-german Vasily Struve a măsurat paralaxa. Acesta a marcat un nou pas în înțelegerea dimensiunii cosmosului. Acum, oamenii de știință ar putea spune cu siguranță că stelele sunt asemănări îndepărtate cu Soarele. Iar lumina noastră nu mai este centrul tuturor, ci un „rezident” egal al unui grup de stele nesfârșit.
Astronomii s-au apropiat și mai mult de a înțelege scara universului, deoarece distanțele până la stele s-au dovedit a fi cu adevărat monstruoase. Chiar și dimensiunea orbitelor planetelor părea nesemnificativă în comparație cu acest ceva. În continuare, a fost necesar să înțelegem cum sunt concentrate stelele.
Multe Căi Lactee
Încă din 1755, celebrul filozof Immanuel Kant a anticipat bazele înțelegerii moderne a structurii pe scară largă a universului. El a emis ipoteza că Calea Lactee este un uriaș grup de stele în rotație. La rândul lor, multe nebuloase observabile sunt și „căile lactee” mai îndepărtate - galaxii. În ciuda acestui fapt, până în secolul al XX-lea, astronomii au aderat la faptul că toate nebuloasele sunt surse de formare a stelelor și fac parte din Calea Lactee.
Situația s-a schimbat atunci când astronomii au învățat să măsoare distanțele dintre galaxii folosind. Luminozitatea absolută a stelelor de acest tip depinde strict de perioada de variabilitate a acestora. Comparând luminozitatea lor absolută cu cea vizibilă, este posibil să se determine distanța până la ele cu mare precizie. Această metodă a fost dezvoltată la începutul secolului al XX-lea de Einar Hertzschrung și Harlow Shelpie. Datorită lui, astronomul sovietic Ernst Epik a determinat în 1922 distanța până la Andromeda, care s-a dovedit a fi cu un ordin de mărime mai mare decât dimensiunea Căii Lactee.
Edwin Hubble a continuat angajamentul lui Epic. Măsurând luminozitatea Cefeidelor din alte galaxii, el le-a măsurat distanța și a comparat-o cu deplasarea spre roșu din spectrele lor. Așa că în 1929 și-a dezvoltat faimoasa lege. Lucrarea sa a infirmat definitiv ideea înrădăcinată conform căreia Calea Lactee este marginea universului. Acum era una dintre numeroasele galaxii care o consideraseră odinioară parte integrantă. Ipoteza lui Kant a fost confirmată la aproape două secole de la dezvoltarea ei.
Ulterior, legătura dintre distanța galaxiei față de observator și viteza de îndepărtare a acesteia de observator, descoperită de Hubble, a făcut posibilă realizarea unei imagini complete a structurii la scară largă a Universului. S-a dovedit că galaxiile erau doar o mică parte din ea. S-au conectat în clustere, clustere în superclustere. La rândul lor, superclusterele se pliază în cele mai mari structuri cunoscute din univers - filamente și pereți. Aceste structuri, adiacente supervidurilor uriașe () și constituie o structură la scară largă a Universului cunoscut în prezent.
Infinit aparent
Din cele de mai sus, rezultă că în doar câteva secole, știința a trecut treptat de la geocentrism la o înțelegere modernă a universului. Totuși, acest lucru nu răspunde de ce limităm universul astăzi. Până la urmă, până acum a fost vorba doar de amploarea cosmosului, și nu de însăși natura lui.
Primul care a decis să justifice infinitul universului a fost Isaac Newton. După ce a descoperit legea gravitației universale, el a crezut că, dacă spațiul ar fi finit, mai devreme sau mai târziu toate corpurile sale s-ar contopi într-un singur întreg. Înaintea lui, dacă cineva a exprimat ideea infinitului Universului, a fost doar într-o cheie filozofică. Fără nicio justificare științifică. Un exemplu în acest sens este Giordano Bruno. Apropo, ca și Kant, el a fost înaintea științei cu multe secole. El a fost primul care a declarat că stelele sunt sori îndepărtați, iar planetele se învârt și ele în jurul lor.
S-ar părea că însuși faptul infinitului este destul de rezonabil și evident, dar punctele de cotitură ale științei secolului XX au zguduit acest „adevăr”.
Univers staționar
Primul pas semnificativ spre dezvoltarea unui model modern al universului a fost făcut de Albert Einstein. Celebrul fizician și-a prezentat modelul Universului staționar în 1917. Acest model s-a bazat pe teoria generală a relativității, dezvoltată de el cu un an mai devreme. Conform modelului său, universul este infinit în timp și finit în spațiu. Dar la urma urmei, după cum sa menționat mai devreme, conform lui Newton, un univers cu o dimensiune finită trebuie să se prăbușească. Pentru a face acest lucru, Einstein a introdus constanta cosmologică, care a compensat atracția gravitațională a obiectelor îndepărtate.
Oricât de paradoxal ar suna, Einstein nu a limitat însăși caracterul finit al Universului. În opinia sa, Universul este un înveliș închis al unei hipersfere. O analogie este suprafața unei sfere tridimensionale obișnuite, de exemplu, un glob sau Pământul. Indiferent cât de mult călătorește pe Pământ, el nu va ajunge niciodată la marginea lui. Totuși, asta nu înseamnă că Pământul este infinit. Călătorul se va întoarce pur și simplu la locul de unde și-a început călătoria.
Pe suprafața hipersferei
În același mod, un rătăcitor spațial, care depășește Universul Einstein pe o navă, se poate întoarce înapoi pe Pământ. Numai că de această dată rătăcitorul se va deplasa nu pe suprafața bidimensională a sferei, ci pe suprafața tridimensională a hipersferei. Aceasta înseamnă că Universul are un volum finit și, prin urmare, un număr finit de stele și masă. Cu toate acestea, universul nu are granițe sau centru.
Einstein a ajuns la astfel de concluzii legând spațiul, timpul și gravitația în celebra sa teorie. Înainte de el, aceste concepte erau considerate separate, motiv pentru care spațiul Universului era pur euclidian. Einstein a demonstrat că gravitația în sine este o curbură a spațiului-timp. Acest lucru a schimbat radical ideile timpurii despre natura universului, bazate pe mecanica newtoniană clasică și geometria euclidiană.
Univers în expansiune
Nici chiar descoperitorul „noului univers” însuși nu era străin de iluzii. Einstein, deși a limitat universul în spațiu, a continuat să-l considere static. După modelul său, universul a fost și rămâne etern, iar dimensiunea lui rămâne mereu aceeași. În 1922, fizicianul sovietic Alexander Fridman a extins semnificativ acest model. Conform calculelor sale, universul nu este deloc static. Se poate extinde sau contracta în timp. Este de remarcat faptul că Friedman a ajuns la un astfel de model bazat pe aceeași teorie a relativității. A reușit să aplice mai corect această teorie, ocolind constanta cosmologică.
Albert Einstein nu a acceptat imediat o astfel de „corecție”. În ajutorul acestui nou model a venit descoperirea lui Hubble, menționată anterior. Recesiunea galaxiilor a dovedit incontestabil faptul expansiunii Universului. Așa că Einstein a trebuit să-și recunoască greșeala. Acum Universul avea o anumită vârstă, care depinde strict de constanta Hubble, care caracterizează rata de expansiune a acestuia.
Dezvoltarea în continuare a cosmologiei
Pe măsură ce oamenii de știință au încercat să rezolve această problemă, au fost descoperite multe alte componente importante ale Universului și au fost dezvoltate diverse modele ale acestuia. Așa că în 1948, Georgy Gamow a introdus ipoteza „universului fierbinte”, care s-a transformat mai târziu în teoria big bang-ului. Descoperirea din 1965 i-a confirmat suspiciunile. Acum astronomii au putut observa lumina care a venit din momentul în care universul a devenit transparent.
Materia întunecată, prezisă în 1932 de Fritz Zwicky, a fost confirmată în 1975. Materia întunecată explică de fapt însăși existența galaxiilor, a grupurilor de galaxii și însăși structura Universului în ansamblu. Așa că oamenii de știință au aflat că cea mai mare parte a masei universului este complet invizibilă.
În cele din urmă, în 1998, în timpul studiului distanței până la, s-a descoperit că Universul se extinde cu accelerație. Acest următor punct de cotitură în știință a dat naștere înțelegerii moderne a naturii universului. Introdus de Einstein și infirmat de Friedmann, coeficientul cosmologic și-a găsit din nou locul în modelul Universului. Prezența unui coeficient cosmologic (constantă cosmologică) explică expansiunea accelerată a acestuia. Pentru a explica prezența constantei cosmologice, a fost introdus conceptul - un câmp ipotetic care conține cea mai mare parte a masei Universului.
Ideea actuală a mărimii universului observabil
Modelul actual al Universului se mai numește și modelul ΛCDM. Litera „Λ” înseamnă prezența constantei cosmologice, ceea ce explică expansiunea accelerată a Universului. „CDM” înseamnă că universul este plin de materie întunecată rece. Studii recente sugerează că constanta Hubble este de aproximativ 71 (km/s)/Mpc, ceea ce corespunde vârstei Universului de 13,75 miliarde de ani. Cunoscând vârsta Universului, putem estima dimensiunea regiunii sale observabile.
Conform teoriei relativității, informațiile despre orice obiect nu pot ajunge la observator cu o viteză mai mare decât viteza luminii (299792458 m/s). Se pare că observatorul vede nu doar un obiect, ci și trecutul său. Cu cât obiectul este mai departe de el, cu atât arată mai îndepărtat trecut. De exemplu, privind Luna, vedem cum era acum puțin mai mult de o secundă, Soarele - acum mai bine de opt minute, cele mai apropiate stele - ani, galaxii - acum milioane de ani etc. În modelul staționar al lui Einstein, Universul nu are limită de vârstă, ceea ce înseamnă că nici regiunea sa observabilă nu este limitată de nimic. Observatorul, înarmat cu instrumente astronomice din ce în ce mai avansate, va observa obiecte din ce în ce mai îndepărtate și străvechi.
Avem o imagine diferită cu modelul modern al Universului. Potrivit acesteia, Universul are o vârstă, și de aici limita de observație. Adică, de la nașterea Universului, niciun foton nu ar fi avut timp să parcurgă o distanță mai mare de 13,75 miliarde de ani lumină. Se pare că putem spune că Universul observabil este limitat de observator de o regiune sferică cu o rază de 13,75 miliarde de ani lumină. Cu toate acestea, acest lucru nu este chiar adevărat. Nu uitați de expansiunea spațiului Universului. Până când fotonul va ajunge la observator, obiectul care l-a emis va fi deja la 45,7 miliarde de ani lumină distanță de noi. ani. Această dimensiune este orizontul particulelor și este granița Universului observabil.
Peste orizont
Deci, dimensiunea universului observabil este împărțită în două tipuri. Dimensiunea aparentă, numită și raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină). Și dimensiunea reală, numită orizont de particule (45,7 miliarde de ani lumină). Este important ca ambele aceste orizonturi să nu caracterizeze deloc dimensiunea reală a Universului. În primul rând, ele depind de poziția observatorului în spațiu. În al doilea rând, se schimbă în timp. În cazul modelului ΛCDM, orizontul de particule se extinde cu o rată mai mare decât orizontul Hubble. Întrebarea dacă această tendință se va schimba în viitor, știința modernă nu oferă un răspuns. Dar dacă presupunem că Universul continuă să se extindă cu accelerație, atunci toate acele obiecte pe care le vedem acum vor dispărea mai devreme sau mai târziu din „câmpul nostru vizual”.
Până acum, cea mai îndepărtată lumină observată de astronomi este CMB. Privind în el, oamenii de știință văd Universul așa cum a fost la 380.000 de ani după Big Bang. În acel moment, Universul s-a răcit atât de mult încât a putut să emită fotoni liberi, care sunt capturați astăzi cu ajutorul radiotelescoapelor. În acel moment, în Univers nu existau stele sau galaxii, ci doar un nor continuu de hidrogen, heliu și o cantitate neglijabilă de alte elemente. Din neomogenitățile observate în acest nor, se vor forma ulterior clustere galactice. Se dovedește că tocmai acele obiecte care se vor forma din neomogenitățile radiației cosmice de fond cu microunde sunt situate cel mai aproape de orizontul particulelor.
Adevărate Granițe
Dacă universul are granițe adevărate, neobservabile, este încă subiectul speculațiilor pseudoștiințifice. Într-un fel sau altul, toată lumea converge spre infinitul Universului, dar interpretează acest infinit în moduri complet diferite. Unii consideră Universul ca fiind multidimensional, unde Universul nostru tridimensional „local” este doar unul dintre straturile sale. Alții spun că Universul este fractal, ceea ce înseamnă că Universul nostru local poate fi o particulă a altuia. Nu uitați de diferitele modele ale Multiversului cu Universurile sale închise, deschise, paralele, găurile de vierme. Și multe, multe mai multe versiuni diferite, al căror număr este limitat doar de imaginația umană.
Dar dacă activăm realismul rece sau pur și simplu ne îndepărtăm de toate aceste ipoteze, atunci putem presupune că Universul nostru este un container omogen nesfârșit al tuturor stelelor și galaxiilor. Mai mult, în orice punct foarte îndepărtat, fie că este vorba de miliarde de gigaparsec de la noi, toate condițiile vor fi exact aceleași. În acest moment, orizontul particulelor și sfera Hubble vor fi exact aceleași, cu aceeași radiație relictă la marginea lor. În jur vor fi aceleași stele și galaxii. Interesant este că acest lucru nu contrazice expansiunea universului. La urma urmei, nu doar Universul se extinde, ci chiar spațiul său. Faptul că în momentul big bang-ului Universul a apărut dintr-un punct spune doar că dimensiunile infinit de mici (practic zero) care erau atunci s-au transformat acum în unele neimaginat de mari. În viitor, vom folosi această ipoteză pentru a înțelege clar scara Universului observabil.
Reprezentare vizuala
Diverse surse oferă tot felul de modele vizuale care permit oamenilor să realizeze amploarea universului. Cu toate acestea, nu este suficient să realizăm cât de vast este cosmosul. Este important să înțelegem cum se manifestă de fapt concepte precum orizontul Hubble și orizontul particulelor. Pentru a face acest lucru, să ne imaginăm modelul pas cu pas.
Să uităm că știința modernă nu știe despre regiunea „străină” a Universului. Renunțând la versiunile despre multiversuri, Universul fractal și celelalte „variete” ale sale, să ne imaginăm că este pur și simplu infinit. După cum sa menționat mai devreme, acest lucru nu contrazice extinderea spațiului său. Desigur, luăm în considerare faptul că sfera sa Hubble și sfera particulelor sunt de 13,75 și, respectiv, 45,7 miliarde de ani lumină.
Scara universului
Apăsați butonul START și descoperiți o lume nouă, necunoscută!
Pentru început, să încercăm să realizăm cât de mari sunt cântarile Universale. Dacă ați călătorit în jurul planetei noastre, vă puteți imagina cât de mare este Pământul pentru noi. Acum imaginați-vă planeta noastră ca un bob de hrișcă, care se mișcă pe orbită în jurul Soarelui pepene, de dimensiunea unei jumătăți de teren de fotbal. În acest caz, orbita lui Neptun va corespunde mărimii unui oraș mic, zona - Lunii, zona limitei influenței Soarelui - Marte. Se dovedește că sistemul nostru solar este mult mai mare decât Pământul pe cât Marte este mai mare decât hrișca! Dar acesta este doar începutul.
Acum imaginați-vă că această hrișcă va fi sistemul nostru, a cărui dimensiune este aproximativ egală cu un parsec. Atunci Calea Lactee va avea dimensiunea a două stadioane de fotbal. Cu toate acestea, acest lucru nu va fi suficient pentru noi. Va trebui să reducem Calea Lactee la o dimensiune de centimetru. Va semăna cumva cu spuma de cafea învelită într-un vârtej în mijlocul spațiului intergalactic negru ca cafea. La douăzeci de centimetri de ea, există același „bebeluș” în spirală - Nebuloasa Andromeda. În jurul lor va fi un roi de galaxii mici în Clusterul nostru Local. Dimensiunea aparentă a universului nostru va fi de 9,2 kilometri. Am ajuns să înțelegem dimensiunile universale.
În interiorul bulei universale
Cu toate acestea, nu este suficient să înțelegem scara în sine. Este important să realizăm Universul în dinamică. Ne imaginăm ca niște uriași, pentru care Calea Lactee are un diametru de centimetru. După cum am menționat tocmai acum, ne vom găsi în interiorul unei mingi cu o rază de 4,57 și un diametru de 9,24 kilometri. Imaginați-vă că suntem capabili să ne înălțăm în interiorul acestei mingi, să călătorim, depășind megaparsec-uri întregi într-o secundă. Ce vom vedea dacă universul nostru este infinit?
Desigur, în fața noastră vor apărea nenumărate tot felul de galaxii. Eliptice, spiralate, neregulate. Unele zone vor fi pline de ele, altele vor fi goale. Caracteristica principală va fi că din punct de vedere vizual, toate vor fi nemișcate, în timp ce noi vom fi nemișcați. Dar de îndată ce vom face un pas, galaxiile înseși vor începe să se miște. De exemplu, dacă putem vedea sistemul solar microscopic în centimetrul Calea Lactee, putem observa dezvoltarea lui. După ce ne-am îndepărtat de galaxia noastră cu 600 de metri, vom vedea protosteaua Soarele și discul protoplanetar în momentul formării. Apropiindu-ne de el, vom vedea cum apare Pământul, se naște viața și apare omul. În același mod, vom vedea cum se schimbă și se mișcă galaxiile pe măsură ce ne îndepărtăm sau ne apropiem de ele.
În consecință, cu cât ne uităm la galaxii mai îndepărtate, cu atât vor fi mai vechi pentru noi. Deci cele mai îndepărtate galaxii vor fi situate la mai mult de 1300 de metri de noi, iar la cotitura de 1380 de metri vom vedea deja radiații relicve. Adevărat, această distanță va fi imaginară pentru noi. Cu toate acestea, pe măsură ce ne apropiem de CMB, vom vedea o imagine interesantă. În mod firesc, vom observa cum se vor forma și dezvolta galaxiile din norul inițial de hidrogen. Când ajungem la una dintre aceste galaxii formate, vom înțelege că nu am depășit deloc 1,375 de kilometri, ci toți 4,57.
Reducerea la scară
Ca urmare, vom crește și mai mult în dimensiune. Acum putem plasa goluri întregi și pereți în pumn. Așa că ne vom găsi într-o bulă destul de mică din care este imposibil să ieșim. Nu numai că distanța până la obiectele de pe marginea bulei va crește pe măsură ce acestea se apropie, dar marginea în sine se va mișca la infinit. Acesta este punctul central al mărimii universului observabil.
Indiferent cât de mare este Universul, pentru observator va rămâne întotdeauna o bulă limitată. Observatorul va fi întotdeauna în centrul acestei bule, de fapt el este centrul acesteia. Încercând să ajungă la un obiect de pe marginea bulei, observatorul își va deplasa centrul. Pe măsură ce vă apropiați de obiect, acest obiect se va îndepărta din ce în ce mai mult de marginea bulei și, în același timp, se va schimba. De exemplu, dintr-un nor de hidrogen fără formă, se va transforma într-o galaxie cu drepturi depline sau mai departe într-un cluster galactic. În plus, drumul către acest obiect va crește pe măsură ce te apropii de el, deoarece spațiul înconjurător se va schimba. Când ajungem la acest obiect, îl vom muta doar de la marginea bulei în centrul său. La marginea Universului, radiația relicvă va pâlpâi și ea.
Dacă presupunem că Universul va continua să se extindă într-un ritm accelerat, fiind apoi în centrul bulei și a timpului de lichidare pentru miliarde, trilioane și ordine de ani chiar mai mari în viitor, vom observa o imagine și mai interesantă. Deși bula noastră va crește, de asemenea, în dimensiune, componentele ei mutante se vor îndepărta și mai repede de noi, lăsând marginea acestei bule, până când fiecare particulă a Universului se va despărți în bula sa singură, fără a putea interacționa cu alte particule.
Deci, știința modernă nu are informații despre care sunt dimensiunile reale ale universului și dacă are limite. Dar știm cu siguranță că Universul observabil are o graniță vizibilă și adevărată, numită raza Hubble (13,75 miliarde de ani lumină) și respectiv raza particulelor (45,7 miliarde de ani lumină). Aceste limite depind complet de poziția observatorului în spațiu și se extind în timp. Dacă raza Hubble se extinde strict cu viteza luminii, atunci expansiunea orizontului particulelor este accelerată. Întrebarea dacă accelerarea orizontului său de particule va continua în continuare și trecerea la contracție rămâne deschisă.
