دستورالعمل ها

«پرتگاه باز شده و پر از ستاره است. میخائیل واسیلیویچ لومونوسوف، دانشمند برجسته روسی، در یکی از اشعار خود می نویسد: ستاره ها شماره ندارند، پرتگاه کف خود را دارد. این بیانی شاعرانه از بی نهایت جهان است.

سن "وجود" جهان قابل مشاهده حدود 13.7 میلیارد سال زمینی است. نوری که از کهکشان های دوردست "از لبه جهان" می آید، بیش از 14 میلیارد سال طول می کشد تا به زمین برسد. به نظر می رسد که اگر تقریباً 13.7 در دو ضرب شود، یعنی 27.4 میلیارد سال نوری، می توان ابعاد قطری جهان را محاسبه کرد. اندازه شعاعی مدل کروی تقریباً 78 میلیارد سال نوری و قطر آن 156 میلیارد سال نوری است. این یکی از آخرین نسخه های دانشمندان آمریکایی است که حاصل سال ها مشاهدات و محاسبات نجومی است.

170 میلیارد کهکشان مانند ما در جهان قابل مشاهده وجود دارد. به نظر می رسد توپ ما در مرکز یک توپ غول پیکر است. از دورترین اجرام فضایی، یک نور باقیمانده قابل مشاهده است - از دیدگاه بشر به طرز خارق العاده ای باستانی. اگر خیلی عمیق به سیستم فضا-زمان نفوذ کنید، می توانید جوانی سیاره زمین را ببینید.

برای سن اجرام فضایی درخشانی که از زمین مشاهده می‌شوند، محدودیت محدودی وجود دارد. با محاسبه حداکثر سن، دانستن مدت زمانی که نور طول می کشد تا فاصله آنها تا سطح زمین را طی کند، و با دانستن ثابت، سرعت نور، با استفاده از فرمول S = Vxt (مسیر = سرعت ضرب در زمان) شناخته شده است. از مدرسه، دانشمندان ابعاد احتمالی جهان قابل مشاهده را تعیین کردند.

نمایش کیهان در قالب یک توپ سه بعدی تنها راه ساختن مدلی از کیهان نیست. فرضیه هایی وجود دارد که نشان می دهد جهان دارای سه بعد نیست، بلکه تعداد نامحدودی بعد دارد. نسخه هایی وجود دارد که آن را مانند یک عروسک تودرتو از تعداد نامتناهی سازندهای کروی تشکیل شده است که در داخل یکدیگر قرار گرفته اند و از یکدیگر فاصله دارند.

این فرض وجود دارد که جهان بر اساس معیارهای مختلف و محورهای مختصات مختلف پایان ناپذیر است. مردم کوچکترین ذره ماده را یک "جسد"، سپس "مولکول"، سپس "اتم"، سپس "پروتون و الکترون" می دانستند، سپس شروع به صحبت در مورد ذرات بنیادی کردند، که معلوم شد اصلا ابتدایی نیستند. ، در مورد کوانتاها، نوترینوها و کوارک ها... و هیچ کس تضمینی نمی دهد که در داخل ابر میکرو ذره بعدی ماده، جهان دیگری وجود نداشته باشد. و بالعکس - که جهان مرئی فقط یک ریز ذره از ماده ابر مگا جهان نیست، که ابعاد آن را هیچ کس حتی نمی تواند تصور و محاسبه کند، آنها بسیار بزرگ هستند.

0 👁 1 360

تصور مقیاس فضا دشوار است و حتی تعیین دقیق آن دشوارتر است. اما به لطف حدس‌های مبتکرانه فیزیکدانان، ما فکر می‌کنیم که ایده خوبی از بزرگی کیهان داریم. «بیایید قدم بزنیم»، دعوتی بود که هارلو شپلی، ستاره شناس آمریکایی، در سال 1920 برای مخاطبان در واشنگتن دی سی انجام داد. او به همراه همکارش هبر کورتیس در به اصطلاح مناظره بزرگ در مقیاس کیهان شرکت کرد.

شپلی معتقد بود کهکشان ما 300000 قطر دارد. این سه برابر بیشتر از چیزی است که اکنون تصور می شود، اما برای آن زمان اندازه گیری ها بسیار خوب بود. به طور خاص، او فواصل متناسب کلی را در کهکشان راه شیری محاسبه کرد - مثلاً موقعیت ما نسبت به مرکز.

با این حال، در آغاز قرن بیستم، 300000 سال نوری به نظر بسیاری از معاصران شپلی نوعی عدد بی‌عیب و بزرگ بود. و این ایده که دیگران مانند کهکشان راه شیری - که در آن قابل مشاهده بودند - به این بزرگی بودند اصلا جدی گرفته نشد.

و خود شپلی هم این را باور داشت راه شیریباید خاص باشد او به شنوندگانش گفت: «حتی اگر مارپیچ ها نشان داده شوند، از نظر اندازه با منظومه ستاره ای ما قابل مقایسه نیستند.

کرتیس مخالفت کرد. او فکر می‌کرد، و به درستی، کهکشان‌های بسیار دیگری در کیهان وجود دارند که مانند کهکشان ما پراکنده شده‌اند. اما نقطه شروع او این فرض بود که کهکشان راه شیری بسیار کوچکتر از آن چیزی است که شپلی محاسبه کرده بود. بر اساس محاسبات کرتیس، قطر کهکشان راه شیری تنها 30000 سال نوری بود - یا سه برابر کوچکتر از محاسبات مدرن.

سه برابر بیشتر، سه برابر کمتر - ما در مورد چنین فواصل عظیمی صحبت می کنیم که کاملاً قابل درک است که ستاره شناسانی که صد سال پیش در مورد این موضوع فکر می کردند می توانند تا این حد در اشتباه باشند.

امروزه ما نسبتاً مطمئن هستیم که کهکشان راه شیری چیزی بین 100000 تا 150000 سال نوری وسعت دارد. جهان قابل مشاهده، البته، بسیار بسیار بزرگتر است. اعتقاد بر این است که قطر آن 93 میلیارد سال نوری است. اما چرا اینقدر اعتماد به نفس؟ چگونه می توانید چنین چیزی را با آن اندازه گیری کنید؟

از زمانی که کوپرنیک اعلام کرد که زمین مرکز نیست، ما همیشه تلاش کرده‌ایم تا ایده‌های خود را درباره چیستی جهان - و به ویژه اینکه چقدر می‌تواند بزرگ باشد، بازنویسی کنیم. حتی امروز، همانطور که خواهیم دید، ما در حال جمع آوری شواهد جدیدی هستیم که نشان می دهد کل جهان ممکن است بسیار بزرگتر از آنچه اخیراً فکر می کردیم باشد.

کیتلین کیسی، ستاره شناس دانشگاه تگزاس در آستین، جهان را مطالعه می کند. او می‌گوید اخترشناسان مجموعه‌ای از ابزارها و سیستم‌های اندازه‌گیری پیچیده را توسعه داده‌اند تا نه تنها فاصله زمین تا اجرام دیگر در منظومه شمسی را محاسبه کنند، بلکه شکاف‌های بین کهکشان‌ها و حتی تا انتهای جهان قابل مشاهده را نیز محاسبه کنند.

مراحل اندازه گیری همه اینها از مقیاس فاصله نجوم می گذرد. مرحله اول این مقیاس کاملاً ساده است و این روزها بر فناوری مدرن تکیه دارد.

کیسی می‌گوید: «ما می‌توانیم به سادگی امواج رادیویی را از امواج رادیویی نزدیک در منظومه شمسی منعکس کنیم، مانند و، و زمان لازم برای بازگشت آن امواج به زمین را اندازه‌گیری کنیم.» بنابراین اندازه‌گیری‌ها بسیار دقیق خواهند بود.»

تلسکوپ‌های رادیویی بزرگ مانند پورتوریکو می‌توانند این کار را انجام دهند - اما می‌توانند کارهای بیشتری نیز انجام دهند. به عنوان مثال، آرسیبو می تواند پرواز در اطراف ما را تشخیص دهد منظومه شمسیو حتی بسته به نحوه انعکاس امواج رادیویی از سطح سیارک، تصاویری از آنها ایجاد کنید.

اما استفاده از امواج رادیویی برای اندازه گیری فواصل فراتر از منظومه شمسی غیرعملی است. مرحله بعدی در این مقیاس کیهانی، اندازه گیری اختلاف منظر است. ما همیشه بدون اینکه متوجه باشیم این کار را انجام می دهیم. انسان ها مانند بسیاری از حیوانات به دلیل داشتن دو چشم به طور شهودی فاصله بین خود و اشیاء را درک می کنند.

اگر جسمی را جلوی خود بگیرید - مثلاً دستتان - و با یک چشم باز به آن نگاه کنید و سپس به چشم دیگر بروید، می بینید که دستتان کمی حرکت می کند. به این می گویند اختلاف منظر. از تفاوت بین این دو مشاهده می توان برای تعیین فاصله تا جسم استفاده کرد.

مغز ما این کار را به طور طبیعی با اطلاعات هر دو چشم انجام می دهد، و ستاره شناسان همین کار را با ستارگان نزدیک انجام می دهند، فقط آنها از حس متفاوتی استفاده می کنند: تلسکوپ.

دو چشم را تصور کنید که در دو طرف خورشید ما در فضا شناور هستند. به لطف مدار زمین، ما این چشم ها را داریم و با استفاده از این روش می توانیم جابجایی ستاره ها را نسبت به اجرام در پس زمینه مشاهده کنیم.

کیسی می‌گوید: «مثلاً در ژانویه، موقعیت ستارگان را در آسمان اندازه‌گیری می‌کنیم، و سپس شش ماه صبر می‌کنیم و موقعیت ستارگان مشابه را در ماه جولای، زمانی که در آن سوی خورشید هستیم، اندازه‌گیری می‌کنیم».

با این حال، آستانه ای وجود دارد که اجسام از قبل آنقدر دور هستند - حدود 100 سال نوری - که جابجایی مشاهده شده برای ارائه یک محاسبه مفید بسیار کوچک است. در این فاصله ما هنوز از لبه کهکشان خود دور خواهیم بود.

مرحله بعدی نصب دنباله اصلی است. این به دانش ما در مورد چگونگی تکامل ستارگان با اندازه معین - معروف به ستاره های دنباله اصلی - در طول زمان متکی است.

ابتدا رنگ آنها تغییر می کند و با افزایش سن قرمزتر می شوند. با اندازه‌گیری دقیق رنگ و روشنایی آن‌ها، و سپس مقایسه آن با آنچه در مورد فاصله تا ستاره‌های دنباله اصلی شناخته شده است، همانطور که توسط اختلاف منظر مثلثاتی اندازه‌گیری می‌شود، می‌توانیم موقعیت این ستارگان دورتر را تخمین بزنیم.

اصل پشت این محاسبات این است که ستارگان با جرم و سن یکسان اگر در فاصله یکسانی از ما قرار داشته باشند برای ما به همان اندازه درخشان به نظر می رسند. اما از آنجایی که اغلب اینطور نیست، می‌توانیم از تفاوت اندازه‌گیری‌ها برای فهمیدن فاصله واقعی آنها استفاده کنیم.

ستاره های دنباله اصلی مورد استفاده برای این تجزیه و تحلیل یکی از انواع "شمع های استاندارد" در نظر گرفته می شوند - اجسامی که می توانیم قدر (یا روشنایی) آنها را به صورت ریاضی محاسبه کنیم. این شمع ها در سراسر فضا پراکنده شده اند و به طور قابل پیش بینی جهان را روشن می کنند. اما ستاره های دنباله اصلی تنها نمونه نیستند.

این درک از چگونگی ارتباط روشنایی با فاصله به ما امکان می دهد تا فواصل تا اجرام دورتر را درک کنیم - مانند ستارگان در کهکشان های دیگر. رویکرد توالی اصلی دیگر کار نخواهد کرد زیرا نور این ستارگان - که میلیون‌ها سال نوری از ما فاصله دارند، اگر نه بیشتر - تجزیه و تحلیل دقیق آن دشوار است.

اما در سال 1908، دانشمندی به نام هنریتا سوان لیویت از هاروارد کشف خارق‌العاده‌ای کرد که به ما در اندازه‌گیری این فواصل عظیم کمک کرد. سوان لیویت متوجه شد که طبقه خاصی از ستاره ها وجود دارد - .

کیسی می‌گوید: «او متوجه شد که نوع خاصی از ستاره در طول زمان درخشندگی خود را تغییر می‌دهد و این تغییر در روشنایی، در ضربان این ستارگان، مستقیماً با میزان روشنایی آنها در طبیعت مرتبط است.

به عبارت دیگر، یک ستاره قیفاووسی درخشان‌تر، آهسته‌تر (در طی چند روز) از یک قیفاووس کم‌نورتر «نبض» خواهد داشت. از آنجایی که ستاره شناسان به راحتی می توانند نبض قیفاووس را اندازه گیری کنند، می توانند میزان روشنایی ستاره را تشخیص دهند. سپس با مشاهده میزان روشنایی آن برای ما، می توانند فاصله آن را محاسبه کنند.

این اصل شبیه رویکرد توالی اصلی است که روشنایی کلید است. اما نکته مهم این است که فاصله قابل اندازه گیری است راه های مختلف. و هرچه راه های بیشتری برای اندازه گیری فاصله ها داشته باشیم، بهتر می توانیم مقیاس واقعی حیاط خلوت کیهانی خود را درک کنیم.

کشف چنین ستارگانی در کهکشان خودمان بود که هارلو شپلی را به اندازه بزرگ آن متقاعد کرد.

در اوایل دهه 1920، ادوین هابل یک قیفاووس را در نزدیکترین نقطه کشف کرد و به این نتیجه رسید که تنها یک میلیون سال نوری از ما فاصله دارد.

امروزه بهترین تخمین ما این است که این کهکشان 2.54 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. بنابراین، هابل اشتباه می کرد. اما این به هیچ وجه از شایستگی های او کم نمی کند. زیرا ما هنوز در تلاشیم تا فاصله آندرومدا را محاسبه کنیم. 2.54 میلیون سال - این عدد اساساً نتیجه محاسبات نسبتاً اخیر است.

حتی در حال حاضر، تصور مقیاس کیهان دشوار است. ما می توانیم آن را تخمین بزنیم، و خیلی خوب، اما، در حقیقت، محاسبه دقیق فواصل بین کهکشان ها بسیار دشوار است. کیهان فوق العاده بزرگ است. و محدود به کهکشان ما نیست.

هابل همچنین روشنایی انفجار نوع 1A را اندازه گیری کرد. آنها را می توان در کهکشان های نسبتاً دور، میلیاردها سال نوری دورتر دید. از آنجایی که روشنایی این محاسبات قابل محاسبه است، می‌توانیم تعیین کنیم که چقدر دور هستند، درست همانطور که در مورد Cepheids انجام دادیم. ابرنواخترهای نوع 1A و قیفاووس نمونه هایی از آنچه اخترشناسان شمع استاندارد می نامند هستند.

ویژگی دیگری در کیهان وجود دارد که می تواند به ما در اندازه گیری فواصل واقعاً بزرگ کمک کند. این انتقال به قرمز است.

اگر تا به حال صدای آژیر آمبولانس یا ماشین پلیس را شنیده اید که با سرعت از کنار شما رد می شود، با اثر داپلر آشنا هستید. وقتی آمبولانس نزدیک می‌شود، آژیر به صدا در می‌آید و وقتی دور می‌شود، آژیر دوباره خاموش می‌شود.

همین اتفاق در مورد امواج نور، فقط در مقیاس کوچک رخ می دهد. ما می توانیم این تغییر را با تجزیه و تحلیل طیف نور اجسام دور تشخیص دهیم. خطوط تیره ای در این طیف وجود خواهد داشت زیرا رنگ های منفرد توسط عناصر درون و اطراف منبع نور جذب می شوند - برای مثال سطوح ستارگان.

هر چه اجسام دورتر از ما باشند، این خطوط بیشتر به سمت انتهای قرمز طیف جابه جا می شوند. و این نه تنها به این دلیل است که اشیاء از ما دور هستند، بلکه به این دلیل است که به مرور زمان به دلیل انبساط کیهان از ما دور می شوند. و مشاهده انتقال نور از کهکشان های دور به سرخ در واقع شواهدی به ما می دهد که جهان واقعاً در حال انبساط است.

مقالات جدید

نظرات جدید

نظر سنجی

آیا باید سیگنال هایی را با مختصات زمین به فضا بفرستیم؟

جهان هر چیزی است که وجود دارد. جهان بی حد و حصر است. بنابراین، هنگام بحث در مورد اندازه جهان، ما فقط می توانیم در مورد اندازه بخش قابل مشاهده آن - جهان قابل مشاهده صحبت کنیم.

کیهان قابل مشاهده توپی است با مرکز روی زمین (محل ناظر)، دارای دو اندازه: 1. اندازه ظاهری - شعاع هابل - 13.75 میلیارد سال نوری، 2. اندازه واقعی - شعاع افق ذرات - 45.7 میلیارد سال نوری.

مدل مدرن جهان، مدل ΛCDM نیز نامیده می شود. حرف "Λ" به معنای وجود یک ثابت کیهانی است که انبساط شتابان کیهان را توضیح می دهد. "CDM" به این معنی است که جهان پر از ماده تاریک سرد است. مطالعات اخیر نشان می دهد که ثابت هابل حدود 71 (km/s)/Mpc است که مربوط به سن 13.75 میلیارد سال جهان است. با دانستن سن کیهان، می توانیم اندازه منطقه قابل مشاهده آن را تخمین بزنیم.

بر اساس نظریه نسبیت، اطلاعات مربوط به هر جسمی نمی تواند با سرعتی بیشتر از سرعت نور (299792458 کیلومتر بر ثانیه) به ناظری برسد. معلوم می شود، ناظر نه فقط یک شی، بلکه گذشته آن را می بیند. هر چه یک شی از او دورتر باشد، گذشته دورتر به نظر می رسد. به عنوان مثال، با نگاه کردن به ماه، می بینیم که کمی بیشتر از یک ثانیه پیش بود، خورشید - بیش از هشت دقیقه پیش، نزدیکترین ستاره ها - سال ها، کهکشان ها - میلیون ها سال پیش و غیره. در مدل ثابت انیشتین، جهان محدودیت سنی ندارد، به این معنی که منطقه قابل مشاهده آن نیز با هیچ چیز محدود نمی شود. ناظر، مجهز به ابزارهای نجومی پیشرفته‌تر، اجرام دور و باستانی را رصد خواهد کرد.

ابعاد جهان قابل مشاهده

ما تصویری متفاوت با مدل مدرن کیهان داریم. بر اساس آن، جهان دارای سن و بنابراین محدودیتی برای مشاهده است. یعنی از زمان تولد کیهان، هیچ فوتونی نمی توانست مسافتی بیشتر از 13.75 میلیارد سال نوری را طی کند. به نظر می رسد که می توان گفت که جهان قابل مشاهده از ناظر به یک منطقه کروی با شعاع 13.75 میلیارد سال نوری محدود شده است. با این حال، این کاملا درست نیست. ما نباید انبساط فضای کیهان را فراموش کنیم. تا زمانی که فوتون به ناظر برسد، جسمی که آن را ساطع کرده است در حال حاضر 45.7 میلیارد سال نوری از ما فاصله خواهد داشت. این اندازه افق ذرات است، مرز جهان قابل مشاهده است.

بنابراین، اندازه جهان قابل مشاهده به دو نوع تقسیم می شود. اندازه ظاهری که شعاع هابل نیز نامیده می شود (13.75 میلیارد سال نوری). و اندازه واقعی، به نام افق ذرات (45.7 میلیارد سال نوری).

نکته مهم این است که هر دوی این افق ها اصلاً اندازه واقعی کیهان را مشخص نمی کنند. اولاً، آنها به موقعیت ناظر در فضا بستگی دارند. ثانیاً با گذشت زمان تغییر می کنند. در مورد مدل ΛCDM، افق ذرات با سرعتی بیشتر از افق هابل منبسط می شود. سوال اینجاست که آیا این روند در آینده تغییر خواهد کرد؟ علم مدرنپاسخی نمی دهد. اما اگر فرض کنیم که جهان با شتاب به انبساط خود ادامه می دهد، آنگاه همه آن اجرام که اکنون می بینیم دیر یا زود از "میدان دید" ما ناپدید می شوند.

در حال حاضر، دورترین نور مشاهده شده توسط ستاره شناسان است. دانشمندان با نگاهی به آن، جهان را مانند 380 هزار سال پس از انفجار بزرگ می بینند. در این لحظه، کیهان به قدری خنک شد که توانست فوتون های آزاد را ساطع کند که امروزه با کمک تلسکوپ های رادیویی شناسایی می شوند. در آن زمان، هیچ ستاره یا کهکشانی در کیهان وجود نداشت، بلکه فقط یک ابر پیوسته از هیدروژن، هلیوم و مقدار ناچیزی از عناصر دیگر وجود داشت. از ناهمگونی های مشاهده شده در این ابر، خوشه های کهکشانی متعاقبا تشکیل خواهند شد. به نظر می رسد که دقیقاً آن اجسامی که از ناهمگونی در تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی تشکیل می شوند در نزدیکترین فاصله به افق ذرات قرار دارند.

اندازه واقعی کیهان

بنابراین، ما در مورد اندازه جهان قابل مشاهده تصمیم گرفته ایم. اما اندازه واقعی کل کیهان چطور؟ علم مدرن اطلاعاتی در مورد اندازه واقعی کیهان و اینکه آیا آن مرز دارد یا خیر ندارد. اما اکثر دانشمندان موافقند که جهان بی حد و حصر است.

نتیجه

کیهان قابل مشاهده دارای یک مرز واقعی و ظاهری است که به ترتیب شعاع هابل (13.75 میلیارد سال نوری) و شعاع ذره (45.7 میلیارد سال نوری) نامیده می شود. این مرزها کاملاً به موقعیت ناظر در فضا بستگی دارد و در طول زمان گسترش می یابد. اگر شعاع هابل به شدت با سرعت نور منبسط شود، آنگاه انبساط افق ذرات شتاب می گیرد. این سؤال که آیا شتاب آن در افق ذرات ادامه خواهد یافت و آیا فشرده سازی جایگزین آن خواهد شد، همچنان باز است.

سایت پورتال یک منبع اطلاعاتی است که در آن می توانید اطلاعات مفید و جالبی در رابطه با فضا بدست آورید. اول از همه، ما در مورد جهان خود و دیگر جهان ها صحبت خواهیم کرد اجرام آسمانی، سیاهچاله ها و پدیده هایی در اعماق فضای بیرونی.

به مجموع هر چیزی که وجود دارد، ماده، ذرات منفرد و فضای بین این ذرات، کیهان گفته می شود. به گفته دانشمندان و ستاره شناسان، سن جهان تقریباً 14 میلیارد سال است. اندازه بخش قابل مشاهده کیهان حدود 14 میلیارد سال نوری را اشغال می کند. و برخی ادعا می کنند که جهان بیش از 90 میلیارد سال نوری امتداد دارد. برای راحتی بیشتر، مرسوم است که از مقدار پارسک در محاسبه چنین فاصله هایی استفاده شود. یک پارسک برابر با 3.2616 سال نوری است، یعنی پارسک فاصله ای است که شعاع متوسط ​​مدار زمین با زاویه یک ثانیه قوسی در آن مشاهده می شود.

با استفاده از این شاخص ها، می توانید فاصله کیهانی را از یک جسم به جسم دیگر محاسبه کنید. برای مثال فاصله سیاره ما تا ماه 300000 کیلومتر یا 1 ثانیه نوری است. در نتیجه، این فاصله تا خورشید به 8.31 دقیقه نوری افزایش می یابد.

در طول تاریخ، مردم سعی کرده اند رازهای مربوط به فضا و کیهان را حل کنند. در مقالات در سایت پورتال می توانید نه تنها در مورد جهان، بلکه در مورد رویکردهای علمی مدرن برای مطالعه آن نیز بیاموزید. همه مطالب بر اساس پیشرفته ترین تئوری ها و حقایق است.

لازم به ذکر است که کیهان شامل عدد بزرگ برای مردم شناخته شده استاشیاء مختلف شناخته شده ترین آنها سیارات، ستاره ها، ماهواره ها، سیاهچاله ها، سیارک ها و دنباله دارها هستند. در حال حاضر، بیشتر از همه در مورد سیارات درک می شود، زیرا ما در یکی از آنها زندگی می کنیم. برخی از سیارات ماهواره های خود را دارند. بنابراین، زمین ماهواره خود را دارد - ماه. علاوه بر سیاره ما، 8 سیاره دیگر نیز به دور خورشید می چرخند.

ستاره های زیادی در فضا وجود دارد، اما هر یک از آنها با یکدیگر متفاوت هستند. آنها دما، اندازه و روشنایی متفاوتی دارند. از آنجایی که همه ستارگان متفاوت هستند، آنها به صورت زیر طبقه بندی می شوند:

کوتوله های سفید؛

غول ها؛

ابرغول ها;

ستاره های نوترونی؛

کوازارها;

تپ اختر.

متراکم ترین ماده ای که می شناسیم سرب است. در برخی از سیارات، چگالی ماده آنها می تواند هزاران بار بیشتر از چگالی سرب باشد که سوالات بسیاری را برای دانشمندان ایجاد می کند.

همه سیارات به دور خورشید می چرخند، اما آن نیز ثابت نمی ماند. ستارگان می توانند در خوشه هایی جمع شوند که به نوبه خود حول مرکزی که هنوز برای ما ناشناخته است می چرخند. به این خوشه ها کهکشان می گویند. کهکشان ما راه شیری نام دارد. تمام مطالعات انجام شده تاکنون نشان می دهد که بیشتر موادی که کهکشان ها ایجاد می کنند تا کنون برای انسان نامرئی است. به همین دلیل آن را ماده تاریک نامیدند.

مراکز کهکشان ها جالب ترین در نظر گرفته می شوند. برخی از ستاره شناسان معتقدند که مرکز احتمالی کهکشان یک سیاهچاله است. این یک پدیده منحصر به فرد است که در نتیجه تکامل یک ستاره شکل گرفته است. اما در حال حاضر، همه اینها فقط یک نظریه هستند. انجام آزمایش یا مطالعه چنین پدیده هایی هنوز امکان پذیر نیست.

علاوه بر کهکشان‌ها، کیهان دارای سحابی‌ها (ابرهای بین‌ستاره‌ای متشکل از گاز، غبار و پلاسما)، تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی است که در کل فضای کیهان نفوذ می‌کند، و بسیاری دیگر از اجرام کم‌شناخته و حتی ناشناخته دیگر.

گردش اتر کیهان

تقارن و تعادل پدیده های مادی هستند اصل اصلی سازمان ساختاریو تعاملات در طبیعت علاوه بر این، در همه اشکال: پلاسما و ماده ستاره ای، جهان و اترهای آزاد شده. تمام جوهر چنین پدیده هایی در تعاملات و دگرگونی های آنها نهفته است که بیشتر آنها توسط اتر نامرئی نشان داده می شود. به آن تابش باقی مانده نیز می گویند. این تابش پس زمینه کیهانی مایکروویو با دمای 2.7 کلوین است. این عقیده وجود دارد که این اتر ارتعاشی است که اساس اساسی برای همه چیزهایی است که جهان را پر می کند. ناهمسانگردی توزیع اتر با جهت ها و شدت حرکت آن در نواحی مختلف فضای نامرئی و مرئی مرتبط است. کل دشواری مطالعه و تحقیق کاملاً با دشواری های مطالعه فرآیندهای آشفته در گازها، پلاسماها و مایعات ماده قابل مقایسه است.

چرا بسیاری از دانشمندان معتقدند که جهان چند بعدی است؟

پس از انجام آزمایش‌ها در آزمایشگاه‌ها و خود فضا، داده‌هایی به‌دست آمد که از آن‌ها می‌توان فرض کرد که ما در کیهانی زندگی می‌کنیم که در آن مکان هر جسمی را می‌توان با زمان و سه مختصات مکانی مشخص کرد. به همین دلیل، این فرض مطرح می شود که جهان چهار بعدی است. با این حال، برخی از دانشمندان، با توسعه نظریه‌های ذرات بنیادی و گرانش کوانتومی، ممکن است به این نتیجه برسند که وجود تعداد زیادی از ابعاد به سادگی ضروری است. برخی از مدل های کیهان حتی 11 بعد را حذف نمی کنند.

باید در نظر گرفت که وجود یک جهان چند بعدی با پدیده های پر انرژی - سیاهچاله ها، انفجار بزرگ، انفجارها امکان پذیر است. حداقل، این یکی از ایده های کیهان شناسان برجسته است.

مدل جهان در حال انبساط بر اساس نظریه عمومینسبیت پیشنهاد شد که ساختار انتقال به قرمز به اندازه کافی توضیح داده شود. این گسترش همزمان با انفجار بزرگ آغاز شد. وضعیت آن با سطح یک توپ لاستیکی متورم نشان داده شده است که روی آن نقاط - اجرام خارج از کهکشانی - اعمال شده است. هنگامی که چنین توپی باد می شود، بدون توجه به موقعیت، تمام نقاط آن از یکدیگر دور می شوند. طبق این نظریه، جهان می تواند به طور نامحدود منبسط شود یا منقبض شود.

عدم تقارن باریونی کیهان

افزایش قابل توجه تعداد ذرات بنیادی نسبت به کل تعداد پادذرات مشاهده شده در جهان، عدم تقارن باریون نامیده می شود. باریون ها شامل نوترون ها، پروتون ها و برخی دیگر از ذرات بنیادی کوتاه مدت هستند. این عدم تناسب در عصر فنا، یعنی سه ثانیه پس از آن رخ داد مهبانگ. تا این لحظه تعداد باریون ها و آنتی باریون ها با یکدیگر مطابقت داشتند. در طی نابودی انبوه پادذرات و ذرات بنیادی، بیشتر آنها به صورت جفت ترکیب شده و ناپدید شدند و در نتیجه تشعشعات الکترومغناطیسی تولید کردند.

عصر کیهان در وب سایت پورتال

دانشمندان مدرن بر این باورند که جهان ما تقریباً 16 میلیارد سال سن دارد. طبق برآوردها، حداقل سن ممکن است 12-15 میلیارد سال باشد. حداقل توسط قدیمی ترین ستاره های کهکشان ما دفع می شود. سن واقعی آن را فقط می توان با استفاده از قانون هابل تعیین کرد، اما واقعی به معنای دقیق نیست.

افق دید

کره ای با شعاع برابر با مسافتی که نور در تمام طول جهان طی می کند، افق دید آن نامیده می شود. وجود یک افق با انبساط و انقباض کیهان رابطه مستقیم دارد. طبق مدل کیهانی فریدمن، کیهان تقریباً 15 تا 20 میلیارد سال پیش شروع به انبساط از یک فاصله منحصر به فرد کرد. در تمام طول زمان، نور یک فاصله باقیمانده در جهان در حال انبساط را طی می کند، یعنی 109 سال نوری. به همین دلیل، هر ناظر در لحظه t0 پس از شروع فرآیند انبساط می‌تواند تنها بخش کوچکی را مشاهده کند که توسط یک کره محدود شده است، که در آن لحظه شعاع I دارد. در اصل قابل مشاهده نیست. نور منعکس شده از آنها به سادگی زمان رسیدن به ناظر را ندارد. این امکان پذیر نیست حتی اگر نور هنگام شروع فرآیند انبساط بیرون بیاید.

به دلیل جذب و پراکندگی در کیهان اولیه، با توجه به چگالی بالا، فوتون ها نمی توانستند در جهت آزاد منتشر شوند. بنابراین، یک ناظر قادر به تشخیص تنها تشعشعی است که در عصر کیهان به صورت شفاف در برابر تشعشع ظاهر شده است. این دوره با زمان t»300000 سال، چگالی ماده r»10-20 گرم بر سانتی‌متر مکعب و لحظه نوترکیبی هیدروژن تعیین می‌شود. از تمام موارد فوق چنین نتیجه می شود که هر چه منبع به کهکشان نزدیکتر باشد، مقدار انتقال به سرخ برای آن بیشتر خواهد بود.

مهبانگ

لحظه شروع جهان را بیگ بنگ می نامند. این مفهوم مبتنی بر این واقعیت است که در ابتدا یک نقطه (نقطه تکینگی) وجود داشت که در آن تمام انرژی و همه ماده وجود داشت. اساس مشخصه چگالی بالای ماده در نظر گرفته می شود. آنچه قبل از این تکینگی اتفاق افتاده ناشناخته است.

اطلاعات دقیقی در مورد رویدادها و شرایط رخ داده در زمان 5*10-44 ثانیه (لحظه پایان کوانتوم زمان اول) وجود ندارد. از نظر فیزیکی آن دوران، فقط می توان فرض کرد که در آن زمان دما تقریباً 1.3 * 1032 درجه با چگالی ماده تقریباً 1096 کیلوگرم بر متر مکعب بود. این مقادیر محدودیت هایی برای کاربرد ایده های موجود هستند. آنها به دلیل رابطه بین ثابت گرانشی، سرعت نور، ثابت های بولتزمن و پلانک ظاهر می شوند و "ثابت پلانک" نامیده می شوند.

آن دسته از رویدادهایی که با 5*10-44 تا 10-36 ثانیه همراه هستند، مدل "کیهان تورمی" را نشان می دهند. لحظه 10-36 ثانیه به عنوان مدل "جهان داغ" نامیده می شود.

در بازه زمانی 1-3 تا 100-120 ثانیه، هسته های هلیوم و تعداد کمی از هسته های باقی مانده ریه ها تشکیل شد. عناصر شیمیایی. از این لحظه به بعد، نسبتی در گاز شروع شد: هیدروژن 78٪، هلیوم 22٪. قبل از یک میلیون سال، دمای جهان شروع به کاهش به 3000-45000 کلوین کرد و عصر نوترکیبی آغاز شد. قبلاً الکترون‌های آزاد شروع به ترکیب با پروتون‌های نور و هسته‌های اتمی کردند. اتم های هلیم و هیدروژن و تعداد کمی اتم لیتیوم شروع به ظهور کردند. این ماده شفاف شد و تشعشعی که هنوز هم مشاهده می شود از آن جدا شد.

میلیارد سال بعدی وجود کیهان با کاهش دما از 3000 تا 45000 کلوین به 300 کلوین مشخص شد. دانشمندان این دوره را برای جهان "عصر تاریک" نامیدند زیرا هنوز هیچ منبع تابش الکترومغناطیسی وجود نداشته است. ظاهر شد. در همان دوره، ناهمگنی مخلوط گازهای اولیه به دلیل تأثیر نیروهای گرانشی متراکم تر شد. ستاره شناسان پس از شبیه سازی این فرآیندها بر روی کامپیوتر، دریافتند که این امر به طور غیرقابل برگشتی منجر به ظهور ستارگان غول پیکری می شود که میلیون ها بار از جرم خورشید فراتر می روند. از آنجایی که این ستارگان بسیار پرجرم بودند، تا دمای فوق‌العاده بالا گرم شدند و در طی ده‌ها میلیون سال تکامل یافتند و پس از آن به صورت ابرنواختر منفجر شدند. با گرم شدن تا دمای بالا، سطوح چنین ستارگانی جریان های قوی تابش فرابنفش را ایجاد کرد. بنابراین، دوره ای از یونیزه شدن مجدد آغاز شد. پلاسمایی که در نتیجه چنین پدیده هایی تشکیل شد شروع به پراکندگی شدید تابش الکترومغناطیسی در محدوده موج کوتاه طیفی خود کرد. به یک معنا، جهان شروع به فرو رفتن در مه غلیظی کرد.

این ستارگان عظیم اولین منبع عناصر شیمیایی در جهان هستند که بسیار سنگین تر از لیتیوم هستند. اجرام فضایی نسل 2 شروع به شکل گیری کردند که حاوی هسته های این اتم ها بود. این ستاره ها از مخلوط اتم های سنگین شروع به ایجاد کردند. نوع مکرر نوترکیبی بیشتر اتم های گازهای بین کهکشانی و بین ستاره ای رخ داد که به نوبه خود منجر به شفافیت جدید فضا برای تابش الکترومغناطیسی شد. کیهان دقیقاً به چیزی تبدیل شده است که اکنون می توانیم مشاهده کنیم.

ساختار قابل مشاهده کیهان در پورتال وب سایت

قسمت مشاهده شده از نظر فضایی ناهمگن است. بیشتر خوشه های کهکشانی و کهکشان های منفرد ساختار سلولی یا لانه زنبوری آن را تشکیل می دهند. آنها دیواره های سلولی با ضخامت چند مگاپارسک می سازند. به این سلول ها «حفره» می گویند. آنها با اندازه بزرگ، ده ها مگاپارسک مشخص می شوند و در عین حال حاوی مواد با تابش الکترومغناطیسی. فضای خالی حدود 50 درصد از حجم کل کیهان را تشکیل می دهد.

فضا را متا کهکشان می نامند. به آن جهان ما نیز می گویند. این ساختار عظیم از یک میلیارد تشکیل شده است و تنها ذره ای از غبار در این مجموعه از منظومه های ستاره ای است که مرزهای آن به سرعت در حال گسترش است. تحقیقات فعال در متا کهکشان با ساخت تلسکوپ هایی با درجه بزرگنمایی کافی آغاز شد. با کمک آنها می توان به فضای بسیار دور نگاه کرد. برای مثال، مشخص شد که بسیاری از نقاط روشن فقط نقاط نورانی نیستند، بلکه کل سیستم کهکشان‌ها هستند.

ساختار

اگر چگالی متوسط ​​ماده متا کهکشان را بگیریم، 10 -31 – 10 -32 g/cm 3 خواهد بود. البته، همه فضاها از یک نوع نیستند؛ ناهمگونی هایی در مقیاس قابل توجهی وجود دارد، و همچنین حفره هایی وجود دارد. برخی از کهکشان ها در منظومه ای دسته بندی می شوند. تعداد آنها می تواند دو برابر یا بیشتر باشد، تا صدها، هزاران و حتی ده ها هزار کهکشان. چنین ابرخوشه هایی ابر نامیده می شوند. به عنوان مثال، راه شیری، و ده ها کهکشان دیگر، بخشی از گروه محلی هستند که بخشی از یک ابر عظیم است. بخش مرکزی این ابر هسته است که از خوشه ای متشکل از چندین هزار کهکشان تشکیل شده است. این سازند که در صورت فلکی کما برنیکس و سنبله قرار دارد، تنها 40 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. اما اطلاعات کمی در مورد ساختار متا کهکشان وجود دارد. همین امر در مورد شکل و اندازه آن نیز صدق می کند. آنچه واضح است این است که در چگالی توزیع کهکشان ها در هیچ جهتی کاهش نمی یابد. این نشان دهنده عدم وجود مرز برای جهان ما است. یا منطقه مورد تحقیق به اندازه کافی بزرگ نیست. در واقع، ساختار متا کهکشان شبیه یک لانه زنبوری است و ابعاد سلول های آن 100 تا 300 میلیون سال نوری است. حفره های داخلی لانه زنبوری – فضاهای خالی- عملاً خالی هستند و خوشه هایی از خوشه های کهکشانی در امتداد دیواره ها قرار دارند.

ابعاد آن چقدر است

همانطور که متوجه شدیم، متاکهکشان، کیهانی است که ما قادر به بررسی آن هستیم. بلافاصله پس از ظهور (بعد از انفجار بزرگ) شروع به گسترش کرد. مرزهای آن پس از انفجار توسط تابش باقیمانده، سطح آخرین پراکندگی تعیین می شود. سطح آخرین پراکندگی - منطقه دورافتاده فضا که آخرین بار فوتون های CMB امروزی توسط ماده یونیزه شده روی آن پراکنده شدند، اکنون از زمین به صورت یک پوسته کروی ظاهر می شود. نزدیکتر از این سطح، جهان اساساً در برابر تشعشع شفاف بود. اگرچه سطح دارای ضخامت محدودی است، اما یک مرز نسبتاً تیز است.دورترین هدف مشاهده است.

فراتر از مرزهای متا کهکشان، اجرامی وجود دارند که مستقل از نتایج انفجار بزرگ جهان ما پدید آمده اند، که عملاً هیچ چیز در مورد آنها معلوم نیست.

فاصله تا اجسام بسیار دور

آخرین اندازه گیری دورترین جسم - تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی - ارزشی در حدود 14 میلیارد پارسک به دست آورد. چنین ابعادی در همه جهات به دست آمد، که از آن نتیجه می شود که متا کهکشان به احتمال زیاد شکل یک توپ را دارد. و قطر این توپ تقریبا 93 میلیارد سال نوری است. اگر حجم آن را محاسبه کنیم حدود 11.5 تریلیون می شود. Mpk 3. اما مشخص است که خود جهان بسیار گسترده تر از مرزهای مشاهده است. دورترین کهکشان کشف شده UDFj-39546284 است. فقط در محدوده مادون قرمز قابل مشاهده است. 13.2 میلیارد سال نوری از ما فاصله دارد و به همان شکلی است که کیهان تنها 480 میلیون سال سن داشت.