Talimatlar

“Uçurum açıldı ve yıldızlarla dolu; yıldızların sayısı yoktur, uçurumun dibi vardır” diye yazmıştı parlak Rus bilim adamı Mikhail Vasilyevich Lomonosov şiirlerinden birinde. Bu, Evrenin sonsuzluğunun şiirsel bir ifadesidir.

Gözlemlenebilir Evrenin “varoluş” yaşı yaklaşık 13,7 milyar Dünya yılıdır. Uzak galaksilerden "dünyanın ucundan" gelen ışığın Dünya'ya ulaşması 14 milyar yıldan fazla sürüyor. Yaklaşık 13,7'nin ikiyle çarpılması, yani 27,4 milyar ışık yılı olması durumunda Evrenin çapsal boyutlarının hesaplanabileceği ortaya çıktı. Küresel modelin radyal boyutu yaklaşık 78 milyar ışık yılı, çapı ise 156 milyar ışık yılıdır. Bu, Amerikalı bilim adamlarının uzun yıllar süren astronomik gözlem ve hesaplamaların sonucu olan en son versiyonlarından biridir.

Gözlemlenebilir evrende bizimki gibi 170 milyar galaksi var. Bizimki dev bir topun ortasında gibi görünüyor. En uzak uzay nesnelerinden, insanlığın bakış açısından fevkalade eski olan, kalıntı bir ışık görülebilir. Uzay-zaman sisteminin çok derinlerine nüfuz ederseniz, Dünya gezegeninin gençliğini görebilirsiniz.

Dünya'dan gözlemlenen parlak uzay nesnelerinin yaşının sınırlı bir sınırı vardır. Maksimum yaşı hesapladıktan sonra, ışığın onlardan Dünya yüzeyine kadar olan mesafeyi kat etmesi için geçen süreyi bilerek ve ışık hızı sabitini bilerek S = Vxt (yol = hızın zamanla çarpımı) formülünü kullanarak bilinen Bilim adamları okuldan itibaren gözlemlenebilir Evrenin olası boyutlarını belirlediler.

Evreni üç boyutlu bir top şeklinde temsil etmek, Evrenin bir modelini oluşturmanın tek yolu değildir. Evrenin üç değil sonsuz sayıda boyuta sahip olduğunu öne süren hipotezler var. Yuvalayan bir oyuncak bebek gibi, birbirinin içine yerleştirilmiş ve birbirinden aralıklı sonsuz sayıda küresel oluşumdan oluştuğu versiyonları vardır.

Çeşitli kriterlere ve farklı koordinat eksenlerine göre Evrenin tükenmez olduğu varsayımı vardır. İnsanlar maddenin en küçük parçacığını “parçacık”, sonra “molekül”, sonra “atom”, sonra “protonlar ve elektronlar” olarak kabul ettiler, sonra da temel parçacıklardan bahsetmeye başladılar ve bunların hiç de temel olmadığı ortaya çıktı. , kuantumlar, nötrinolar ve kuarklar hakkında... Ve hiç kimse, maddenin bir sonraki süper mikro mini parçacığının içinde başka bir Evrenin bulunmadığının garantisini vermeyecektir. Ve bunun tersi de geçerlidir - görünür Evren, boyutları kimsenin hayal bile edemeyeceği ve hesaplayamayacağı Süper Mega Evrenin yalnızca bir mikroparçacığı değildir, çok büyüktürler.

0 👁 1 360

Uzayın ölçeğini hayal etmek zordur ve doğru bir şekilde belirlemek daha da zordur. Ancak fizikçilerin ustaca tahminleri sayesinde evrenin ne kadar büyük olduğuna dair iyi bir fikre sahip olduğumuzu düşünüyoruz. Amerikalı gökbilimci Harlow Shapley'in 1920'de Washington D.C.'deki bir izleyici kitlesine yaptığı davet "Hadi etrafta dolaşalım" idi. Meslektaşı Heber Curtis ile birlikte Evren ölçeğine ilişkin Büyük Tartışma olarak adlandırılan etkinliğe katıldı.

Shapley galaksimizin çapının 300.000 olduğuna inanıyordu. Bu şu anda düşünülenden üç kat daha fazla, ancak o zaman için ölçümler oldukça iyiydi. Özellikle, Samanyolu içindeki genel olarak doğru orantılı mesafeleri (örneğin merkeze göre konumumuzu) hesapladı.

Ancak 20. yüzyılın başında 300.000 ışıkyılı Shapley'in çağdaşlarının çoğuna bir şekilde saçma geliyordu. çok sayıda. Ve Samanyolu gibi görülebilen diğerlerinin de aynı derecede büyük olduğu fikri hiç ciddiye alınmadı.

Ve Shapley'in kendisi de buna inanıyordu Samanyoluözel olmalı. Dinleyicilerine, "Sarmaller temsil edilse bile boyutları yıldız sistemimizle karşılaştırılamaz" dedi.

Curtis aynı fikirde değildi. Evrende bizimki gibi dağılmış birçok galaksinin daha olduğunu düşünüyordu ve haklıydı da. Ancak onun başlangıç ​​noktası Samanyolu'nun Shapley'in hesapladığından çok daha küçük olduğu varsayımıydı. Curtis'in hesaplamalarına göre Samanyolu'nun çapı yalnızca 30.000 ışık yılıydı; yani modern hesaplamaların gösterdiğinden üç kat daha küçüktü.

Üç kat daha fazla, üç kat daha az - o kadar büyük mesafelerden bahsediyoruz ki, bu konuyu yüz yıl önce düşünen gökbilimcilerin bu kadar yanılıyor olması oldukça anlaşılır.

Bugün Samanyolu'nun 100.000 ile 150.000 ışıkyılı arasında bir genişlikte olduğundan oldukça eminiz. Gözlemlenebilir Evren elbette çok çok daha büyüktür. Çapının 93 milyar ışıkyılı olduğuna inanılıyor. Ama neden bu kadar güven? Böyle bir şeyi nasıl ölçebilirsin?

Kopernik Dünya'nın merkez olmadığını açıkladığından beri, Evrenin ne olduğu ve özellikle de ne kadar büyük olabileceği hakkındaki fikirlerimizi yeniden yazmaya çabaladık. Bugün bile, göreceğimiz gibi, tüm Evrenin yakın zamanda düşündüğümüzden çok daha büyük olabileceğine dair yeni kanıtlar topluyoruz.

Austin'deki Texas Üniversitesi'nden gökbilimci Caitlin Casey evreni inceliyor. Gökbilimcilerin, yalnızca Dünya'dan güneş sistemimizdeki diğer cisimlere olan mesafeyi değil, aynı zamanda galaksiler arasındaki boşlukları ve hatta gözlemlenebilir evrenin sonuna kadar olan mesafeyi hesaplamak için bir dizi karmaşık alet ve ölçüm sistemi geliştirdiğini söylüyor.

Tüm bunları ölçmenin adımları astronominin uzaklık ölçeğinden geçiyor. Bu ölçeğin ilk aşaması oldukça basittir ve günümüzde modern teknolojiye dayanmaktadır.

Casey, "Radyo dalgalarını güneş sistemindeki yakındaki dalgalardan yansıtabiliyoruz ve bu dalgaların Dünya'ya geri dönmesi için geçen süreyi ölçebiliyoruz" diyor. "Ölçümler bu nedenle çok doğru olacaktır."

Porto Riko'daki gibi büyük radyo teleskopları bu işi yapabilir; ancak daha fazlasını da yapabilirler. Örneğin Arecibo, etrafımızdaki uçuşları tespit edebiliyor. güneş sistemi ve hatta radyo dalgalarının asteroit yüzeyinden nasıl yansıdığına bağlı olarak bunların görüntülerini bile oluşturabilirsiniz.

Ancak güneş sistemimizin ötesindeki mesafeleri ölçmek için radyo dalgalarını kullanmak pratik değildir. Bu kozmik ölçekte bir sonraki adım paralaksın ölçülmesidir. Bunu farkında bile olmadan sürekli yapıyoruz. Birçok hayvan gibi insanlar da iki gözümüz olduğu için kendileriyle nesneler arasındaki mesafeyi sezgisel olarak anlarlar.

Önünüzde bir nesneyi - örneğin elinizi - tutarsanız ve ona bir gözünüz açık bakıp sonra diğer gözünüze geçerseniz, elinizin hafifçe hareket ettiğini göreceksiniz. Buna paralaks denir. Bu iki gözlem arasındaki fark, nesneye olan mesafeyi belirlemek için kullanılabilir.

Beynimiz bunu her iki gözden gelen bilgilerle doğal olarak yapar ve gökbilimciler de aynısını yakındaki yıldızlar için yapar, ancak farklı bir duyu kullanırlar: teleskoplar.

Güneşimizin her iki yanında, uzayda süzülen iki gözü hayal edin. Dünyanın yörüngesi sayesinde bu gözlere sahibiz ve bu yöntemle yıldızların arka plandaki nesnelere göre yer değiştirmesini gözlemleyebiliyoruz.

Casey, "Yıldızların gökyüzündeki konumlarını örneğin Ocak ayında ölçüyoruz ve ardından altı ay bekledikten sonra aynı yıldızların konumlarını Temmuz ayında Güneş'in diğer tarafındayken ölçüyoruz" diyor.

Bununla birlikte, nesnelerin zaten o kadar uzakta (yaklaşık 100 ışıkyılı) olduğu bir eşik vardır ki, gözlemlenen kayma yararlı bir hesaplama sağlamak için çok küçüktür. Bu mesafede kendi galaksimizin sınırından hâlâ çok uzakta olacağız.

Bir sonraki adım ana dizi kurulumudur. Ana dizi yıldızları olarak bilinen belirli büyüklükteki yıldızların zaman içinde nasıl evrimleştiğine dair bilgimize dayanır.

İlk olarak renk değiştirirler ve yaşlandıkça daha kırmızı olurlar. Renklerini ve parlaklıklarını doğru bir şekilde ölçerek ve ardından bunu, trigonometrik paralaksla ölçülen ana dizi yıldızlarına olan uzaklık hakkında bilinenlerle karşılaştırarak, bu daha uzaktaki yıldızların konumunu tahmin edebiliriz.

Bu hesaplamaların ardındaki prensip, aynı kütle ve yaştaki yıldızların, bizden aynı uzaklıkta olsalardı bize eşit derecede parlak görünecekleridir. Ancak çoğu zaman durum böyle olmadığından ölçümlerdeki farklılığı kullanarak gerçekte ne kadar uzakta olduklarını anlayabiliriz.

Bu analiz için kullanılan ana dizi yıldızları, büyüklüğünü (veya parlaklığını) matematiksel olarak hesaplayabildiğimiz "standart mum" türlerinden biri olarak kabul edilir. Bu mumlar uzaya dağılmış durumda ve tahmin edilebileceği gibi Evreni aydınlatıyor. Ancak ana dizi yıldızları tek örnek değil.

Parlaklığın mesafeyle nasıl ilişkili olduğuna dair bu anlayış, diğer galaksilerdeki yıldızlar gibi çok daha uzaktaki nesnelere olan mesafeleri de anlamamızı sağlar. Ana dizi yaklaşımı artık işe yaramayacak çünkü milyonlarca ışıkyılı uzaklıktaki bu yıldızlardan gelen ışığın doğru bir şekilde analiz edilmesi zor.

Ancak 1908'de Harvard'dan Henrietta Swan Leavitt adlı bir bilim adamı, bu devasa mesafeleri ölçmemize yardımcı olan fantastik bir keşif yaptı. Swan Leavitt özel bir yıldız sınıfının var olduğunu fark etti.

Casey, "Belirli bir yıldız türünün parlaklığını zaman içinde değiştirdiğini ve bu yıldızların nabzındaki parlaklık değişiminin, onların doğaları gereği ne kadar parlak olduklarıyla doğrudan ilişkili olduğunu fark etti" diyor.

Başka bir deyişle, daha fazla parlak yıldız Sefeid sınıfı, daha sönük bir Sefeid sınıfına göre daha yavaş (birçok gün boyunca) "nabız atacaktır". Gökbilimciler Sefeid'in nabzını oldukça kolay bir şekilde ölçebildikleri için yıldızın ne kadar parlak olduğunu anlayabilirler. Daha sonra bize ne kadar parlak göründüğünü gözlemleyerek mesafesini hesaplayabilirler.

Bu prensip, parlaklığın anahtar olması açısından ana dizi yaklaşımına benzer. Ancak önemli olan mesafenin ölçülebilmesidir. çeşitli şekillerde. Ve mesafeleri ölçmek için ne kadar çok yönteme sahip olursak, kozmik arka bahçemizin gerçek ölçeğini o kadar iyi anlayabiliriz.

Harlow Shapley'i bu yıldızların büyüklüğü konusunda ikna eden şey, kendi galaksimizde bu tür yıldızların keşfiydi.

1920'lerin başında Edwin Hubble, en yakındaki Sefeid'i keşfetti ve onun yalnızca bir milyon ışıkyılı uzaklıkta olduğu sonucuna vardı.

Bugün en iyi tahminimiz bu galaksinin 2,54 milyon ışıkyılı uzaklıkta olduğudur. Bu nedenle Hubble yanılmıştı. Ancak bu hiçbir şekilde onun erdemlerini azaltmaz. Çünkü hâlâ Andromeda'ya olan mesafeyi hesaplamaya çalışıyoruz. 2,54 milyon yıl - bu sayı aslında nispeten yeni hesaplamaların sonucudur.

Şimdi bile Evrenin ölçeğini hayal etmek zor. Bunu çok iyi tahmin edebiliriz, ancak gerçekte galaksiler arasındaki mesafeleri doğru bir şekilde hesaplamak çok zordur. Evren inanılmaz derecede büyük. Ve bu sadece galaksimizle sınırlı değil.

Hubble ayrıca patlayan tip 1A'nın parlaklığını da ölçtü. Milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki oldukça uzak galaksilerde görülebilirler. Bu hesaplamaların parlaklığı hesaplanabildiğinden, Sefeidlerde olduğu gibi ne kadar uzakta olduklarını belirleyebiliriz. Tip 1A süpernovaları ve Sefeidler, gökbilimcilerin standart mum dediği şeye örnektir.

Evrenin gerçekten büyük mesafeleri ölçmemize yardımcı olabilecek başka bir özelliği daha var. Bu kırmızıya kaymadır.

Yanınızdan hızla geçen bir ambulansın veya polis arabasının sirenini duyduysanız, Doppler etkisine aşinasınızdır. Ambulans yaklaştığında siren sesi daha tiz çıkıyor, uzaklaştığında ise siren tekrar sönüyor.

Aynı şey ışık dalgalarında da olur, ancak küçük ölçekte. Bu değişikliği uzaktaki cisimlerin ışık spektrumunu analiz ederek tespit edebiliriz. Bu spektrumda koyu çizgiler olacaktır çünkü bireysel renkler, ışık kaynağının içindeki ve etrafındaki elementler (örneğin yıldızların yüzeyleri) tarafından emilir.

Nesneler bizden ne kadar uzaktaysa, bu çizgiler spektrumun kırmızı ucuna doğru o kadar uzaklaşacaktır. Ve bu sadece nesnelerin bizden uzak olmasından değil, aynı zamanda Evrenin genişlemesi nedeniyle zamanla bizden uzaklaşmalarından da kaynaklanmaktadır. Ve uzak galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaymasını gözlemlemek aslında bize Evrenin gerçekten genişlediğine dair kanıtlar sağlıyor.

YENİ MAKALELER

Yeni yorumlar

Anket

Uzaya Dünya koordinatlarıyla sinyal göndermemiz gerekiyor mu?

Evren var olan her şeydir. Evren sınırsızdır. Bu nedenle, Evrenin boyutunu tartışırken, yalnızca onun gözlemlenebilir kısmının, yani gözlemlenebilir Evrenin boyutundan bahsedebiliriz.

Gözlemlenebilir Evren, merkezi Dünya'da (gözlemcinin yeri) olan bir toptur ve iki boyutu vardır: 1. görünür boyut - Hubble yarıçapı - 13,75 milyar ışıkyılı, 2. gerçek boyut - parçacık ufku yarıçapı - 45,7 milyar ışıkyılı .

Evrenin modern modeline aynı zamanda ΛCDM modeli de denir. "Λ" harfi, Evrenin hızlanan genişlemesini açıklayan kozmolojik bir sabitin varlığı anlamına gelir. "CDM", Evrenin soğuk karanlık maddeyle dolu olduğu anlamına gelir. Son araştırmalar, Hubble sabitinin yaklaşık 71 (km/s)/Mpc olduğunu ve bunun da Evren'in 13,75 milyar yıllık yaşına karşılık geldiğini göstermektedir. Evrenin yaşını bildiğimizde gözlemlenebilir bölgesinin büyüklüğünü tahmin edebiliriz.

Görelilik teorisine göre herhangi bir nesneye ait bilgi, ışık hızından (299.792.458 km/s) daha yüksek bir hızla gözlemciye ulaşamaz. Görünüşe göre gözlemci sadece bir nesneyi değil, onun geçmişini de görür. Bir nesne ondan ne kadar uzaksa, geçmişe o kadar uzak bakar. Örneğin, Ay'a baktığımızda, bir saniyeden biraz daha uzun bir süre öncesini, Güneş'i - sekiz dakikadan fazla bir süre önce, en yakın yıldızları - yıllar, galaksileri - milyonlarca yıl önce vb. görüyoruz. Einstein'ın durağan modelinde Evren'in yaş sınırı yoktur, yani gözlemlenebilir bölgesi de hiçbir şeyle sınırlı değildir. Giderek daha sofistike astronomik araçlarla donanmış olan gözlemci, giderek daha uzak ve eski nesneleri gözlemleyecektir.

Gözlemlenebilir evrenin boyutları

Modern Evren modeliyle farklı bir tablomuz var. Buna göre Evrenin bir yaşı ve dolayısıyla gözlem sınırı vardır. Yani Evrenin doğuşundan bu yana hiçbir foton 13,75 milyar ışık yılından daha uzak bir mesafeye gidemezdi. Gözlemlenebilir Evrenin gözlemciden 13,75 milyar ışık yılı yarıçaplı küresel bir bölgeye sınırlı olduğunu söyleyebileceğimiz ortaya çıktı. Ancak bu tamamen doğru değil. Evrenin alanının genişlemesini unutmamalıyız. Foton gözlemciye ulaştığında, onu yayan nesne bizden 45,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta olacaktır. Bu boyut parçacıkların ufku, gözlemlenebilir Evrenin sınırıdır.

Yani gözlemlenebilir Evrenin boyutu iki türe ayrılmıştır. Hubble yarıçapı olarak da adlandırılan görünen boyut (13,75 milyar ışıkyılı). Ve parçacık ufku adı verilen gerçek boyuta (45,7 milyar ışık yılı).

Önemli olan bu ufukların her ikisinin de Evrenin gerçek boyutunu hiçbir şekilde karakterize etmemesidir. İlk olarak, gözlemcinin uzaydaki konumuna bağlıdırlar. İkincisi zamanla değişirler. ΛCDM modelinde parçacık ufku Hubble ufkundan daha büyük bir hızla genişler. Soru, bu eğilimin gelecekte değişip değişmeyeceğidir. modern bilim cevap vermiyor. Ancak Evrenin hızlanarak genişlemeye devam ettiğini varsayarsak, şu anda gördüğümüz tüm nesneler er ya da geç "görüş alanımızdan" kaybolacaktır.

Şu anda gökbilimciler tarafından gözlemlenen en uzak ışık . Bilim adamları ona baktıklarında Evren'in Büyük Patlama'dan 380 bin yıl sonraki halini görüyorlar. Şu anda Evren, günümüzde radyo teleskoplarının yardımıyla tespit edilen serbest fotonları yayabilecek kadar soğudu. O zamanlar Evrende yıldızlar veya galaksiler yoktu; yalnızca sürekli bir hidrojen, helyum ve önemsiz miktarda başka elementlerden oluşan bir bulut vardı. Bu bulutta gözlemlenen homojensizliklerden daha sonra galaksi kümeleri oluşacaktır. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonundaki homojensizliklerden oluşacak nesnelerin tam olarak parçacık ufkuna en yakın konumda olduğu ortaya çıktı.

Evrenin gerçek boyutu

Böylece gözlemlenebilir Evrenin boyutuna karar verdik. Peki ya tüm Evrenin gerçek boyutu? modern bilim, Evrenin gerçek büyüklüğü ve sınırlarının olup olmadığı hakkında bilgiye sahip değildir. Ancak çoğu bilim adamı Evrenin sınırsız olduğu konusunda hemfikirdir.

Çözüm

Gözlemlenebilir Evrenin, sırasıyla Hubble yarıçapı (13,75 milyar ışıkyılı) ve parçacık yarıçapı (45,7 milyar ışıkyılı) olarak adlandırılan görünen ve gerçek bir sınırı vardır. Bu sınırlar tamamen gözlemcinin uzaydaki konumuna bağlıdır ve zamanla genişler. Hubble yarıçapı kesinlikle ışık hızında genişlerse, parçacık ufkunun genişlemesi hızlanır. Parçacık ufkundaki ivmenin devam edip etmeyeceği ve bunun yerini sıkıştırmanın alıp almayacağı sorusu hala açık.

Portal sitesi, Uzay ile ilgili birçok yararlı ve ilginç bilgi alabileceğiniz bir bilgi kaynağıdır. Öncelikle bizim ve diğer Evrenlerden bahsedeceğiz. gök cisimleri, kara delikler ve uzayın derinliklerindeki olaylar.

Var olan her şeyin, maddenin, bireysel parçacıkların ve bu parçacıklar arasındaki boşluğun bütünlüğüne Evren denir. Bilim adamları ve astrologlara göre Evrenin yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır. Evrenin görünen kısmının boyutu yaklaşık 14 milyar ışıkyılıdır. Bazıları Evrenin 90 milyar ışıkyılının üzerinde genişlediğini iddia ediyor. Daha fazla kolaylık sağlamak için, bu mesafelerin hesaplanmasında parsek değerinin kullanılması gelenekseldir. Bir parsek 3,2616 ışık yılına eşittir, yani bir parsek, Dünya yörüngesinin ortalama yarıçapının bir yay saniyelik açıyla görüntülendiği mesafedir.

Bu göstergelerle donanmış olarak bir nesneden diğerine olan kozmik mesafeyi hesaplayabilirsiniz. Örneğin gezegenimizin Ay'a olan uzaklığı 300.000 km yani 1 ışık saniyesidir. Sonuç olarak Güneş'e olan bu mesafe 8,31 ışık dakikasına çıkmaktadır.

Tarih boyunca insanlar Uzay ve Evren ile ilgili gizemleri çözmeye çalışmışlardır. Portal sitesindeki makalelerde yalnızca Evren hakkında değil aynı zamanda modern hakkında da bilgi edinebilirsiniz. bilimsel yaklaşımlar onun çalışmasına. Tüm materyaller en gelişmiş teorilere ve gerçeklere dayanmaktadır.

Evrenin içerdiğine dikkat edilmelidir. büyük sayı insanlar tarafından biliniyorçeşitli nesneler. Bunlardan en çok bilinenleri gezegenler, yıldızlar, uydular, kara delikler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlardır. Şu anda gezegenlerden birinde yaşadığımız için çoğu şey gezegenler hakkında anlaşılıyor. Bazı gezegenlerin kendi uyduları vardır. Yani Dünya'nın kendi uydusu var - Ay. Gezegenimiz dışında Güneş'in etrafında dönen 8 gezegen daha var.

Uzayda pek çok yıldız var ama her biri birbirinden farklı. Farklı sıcaklıklara, boyutlara ve parlaklığa sahiptirler. Tüm yıldızlar farklı olduğundan aşağıdaki şekilde sınıflandırılırlar:

Beyaz cüceler;

Devler;

Süperdevler;

Nötron yıldızları;

Kuasarlar;

Pulsarlar.

Bildiğimiz en yoğun madde kurşundur. Bazı gezegenlerde maddelerinin yoğunluğu, kurşunun yoğunluğundan binlerce kat daha fazla olabiliyor ve bu da bilim adamlarına birçok soruyu gündeme getiriyor.

Bütün gezegenler Güneş'in etrafında döner ama o da yerinde durmaz. Yıldızlar kümeler halinde toplanabilir ve bu kümeler de bizim henüz bilmediğimiz bir merkezin etrafında dönebilir. Bu kümelere galaksiler denir. Galaksimize Samanyolu denir. Şu ana kadar yapılan tüm çalışmalar, galaksilerin yarattığı maddelerin çoğunun şu ana kadar insanlar tarafından görülemediğini gösteriyor. Bu nedenle ona karanlık madde adı verildi.

Galaksilerin merkezleri en ilginç olanı olarak kabul edilir. Bazı gökbilimciler galaksinin olası merkezinin bir kara delik olduğuna inanıyor. Bu benzersiz fenomen bir yıldızın evrimi sonucu oluşmuştur. Ancak şimdilik bunların hepsi sadece teori. Deneyler yapmak veya bu tür olayları incelemek henüz mümkün değil.

Evren, galaksilere ek olarak nebulalar (gaz, toz ve plazmadan oluşan yıldızlararası bulutlar), Evrenin tüm alanına nüfuz eden kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu ve diğer pek çok az bilinen ve hatta genel olarak bilinmeyen nesneleri içerir.

Evrenin eterinin dolaşımı

Maddi olayların simetrisi ve dengesi ana prensip yapısal organizasyon ve doğadaki etkileşimler. Üstelik tüm formlarda: yıldız plazması ve madde, dünya ve serbest bırakılan eterler. Bu tür fenomenlerin özü, çoğu görünmez eter tarafından temsil edilen etkileşimlerinde ve dönüşümlerinde yatmaktadır. Kalıntı radyasyon olarak da adlandırılır. Bu, 2,7 K sıcaklığa sahip mikrodalga kozmik arka plan radyasyonudur. Evreni dolduran her şeyin temel temeli olanın bu titreşen eter olduğuna dair bir görüş var. Eterin dağılımının anizotropisi, görünmez ve görünür uzayın farklı alanlarındaki hareketinin yönleri ve yoğunluğu ile ilişkilidir. Çalışmanın ve araştırmanın tüm zorluğu, gazlar, plazmalar ve maddenin sıvılarındaki türbülanslı süreçleri incelemenin zorluklarıyla oldukça karşılaştırılabilir.

Neden birçok bilim adamı Evrenin çok boyutlu olduğuna inanıyor?

Laboratuvarlarda ve Uzayda deneyler yaptıktan sonra, herhangi bir nesnenin konumunun zaman ve üç uzaysal koordinatla tanımlanabildiği bir Evrende yaşadığımızı varsayabileceğimiz veriler elde edildi. Bu nedenle evrenin dört boyutlu olduğu varsayımı ortaya çıkıyor. Bununla birlikte, temel parçacıklar ve kuantum yerçekimi teorileri geliştiren bazı bilim adamları, çok sayıda boyutun varlığının gerekli olduğu sonucuna varabilirler. Evrenin bazı modelleri 11'e kadar boyutu hariç tutmaz.

Çok boyutlu bir Evrenin varlığının, yüksek enerjili olaylarla - kara delikler, büyük patlama, patlamalar - mümkün olduğu dikkate alınmalıdır. En azından önde gelen kozmologların fikirlerinden biri bu.

Genişleyen evren modelinin temeli genel teori görelilik. Kırmızıya kayma yapısının yeterince açıklanması önerildi. Genişleme Büyük Patlama ile aynı zamanda başladı. Durumu, üzerine noktaların (galaksi dışı nesneler) uygulandığı şişirilmiş bir lastik topun yüzeyi ile gösterilmektedir. Böyle bir top şişirildiğinde konumu ne olursa olsun tüm noktaları birbirinden uzaklaşır. Teoriye göre Evren ya sonsuza kadar genişleyebilir ya da daralabilir.

Evrenin Baryonik asimetrisi

Evrende gözlemlenen antiparçacıkların tüm sayısı boyunca temel parçacıkların sayısındaki önemli artışa baryon asimetrisi denir. Baryonlar nötronları, protonları ve diğer bazı kısa ömürlüleri içerir. temel parçacıklar. Bu orantısızlık yok oluş döneminde, yani üç saniye sonra meydana geldi. büyük patlama. Bu noktaya kadar baryon ve antibaryon sayıları birbirine karşılık geliyordu. Temel antipartiküllerin ve parçacıkların kitlesel yok oluşu sırasında bunların çoğu çiftler halinde birleşip ortadan kayboldu, böylece elektromanyetik radyasyon üretildi.

Evrenin Yaşı portal web sitesinde

Modern bilim adamları Evrenimizin yaklaşık 16 milyar yaşında olduğuna inanıyor. Tahminlere göre minimum yaş 12-15 milyar yıl olabilir. Minimum olanlar galaksimizdeki en yaşlı yıldızlar tarafından itilir. Gerçek yaşı yalnızca Hubble yasası kullanılarak belirlenebilir, ancak gerçek, doğru olduğu anlamına gelmez.

Görünürlük ufku

Işığın Evrenin tüm varlığı boyunca kat ettiği mesafeye eşit yarıçapa sahip bir küreye görünürlük ufku denir. Ufuk çizgisinin varlığı evrenin genişlemesi ve daralmasıyla doğru orantılıdır. Friedman'ın kozmolojik modeline göre Evren, yaklaşık 15-20 milyar yıl önce tekil uzaklıktan genişlemeye başlamıştır. Işık, her zaman boyunca genişleyen Evrende kalan mesafeyi, yani 109 ışıkyılı kat eder. Bu nedenle, genişleme sürecinin başlamasından sonra t0 anında her gözlemci, yalnızca o anda yarıçapı I olan bir küre ile sınırlı küçük bir parçayı gözlemleyebilir. Şu anda bu sınırın ötesinde olan cisimler ve nesneler, prensip olarak gözlemlenebilir değildir. Onlardan yansıyan ışığın gözlemciye ulaşacak zamanı yoktur. Genişleme süreci başladığında ışık çıksa bile bu mümkün değildir.

Erken Evren'deki soğurma ve saçılma nedeniyle, yüksek yoğunluk göz önüne alındığında, fotonlar serbest yönde yayılamaz. Bu nedenle, gözlemci yalnızca Evrenin radyasyona karşı şeffaf olduğu dönemde ortaya çıkan radyasyonu tespit edebilir. Bu dönem, t»300.000 yıl, maddenin yoğunluğu r»10-20 g/cm3 ve hidrojenin yeniden birleşme anı tarafından belirlenir. Yukarıdakilerin hepsinden, kaynak galakside ne kadar yakınsa, kırmızıya kayma değerinin de o kadar büyük olacağı sonucu çıkıyor.

Büyük patlama

Evrenin başladığı ana Büyük Patlama denir. Bu kavram başlangıçta tüm enerjinin ve tüm maddenin bulunduğu bir noktanın (tekillik noktası) var olduğu gerçeğine dayanmaktadır. Karakteristiğin temeli, maddenin yüksek yoğunluğu olarak kabul edilir. Bu tekillikten önce ne olduğu bilinmiyor.

5*10-44 saniye (1.zaman kuantumunun bitiş anı) zamanında meydana gelen olay ve durumlara ilişkin kesin bir bilgi bulunmamaktadır. O dönemin fiziksel terimleriyle, sıcaklığın yaklaşık 1,3 * 1032 derece ve madde yoğunluğunun yaklaşık 1096 kg/m3 olduğu varsayılabilir. Bu değerler mevcut fikirlerin uygulanmasının sınırlarıdır. Yerçekimi sabiti, ışık hızı, Boltzmann ve Planck sabitleri arasındaki ilişkiden dolayı ortaya çıkarlar ve “Planck sabitleri” olarak adlandırılırlar.

5*10-44 ila 10-36 saniyelerle ilişkilendirilen bu olaylar “şişen Evren” modelini yansıtmaktadır. 10-36 saniyelik an “sıcak Evren” modeli olarak adlandırılıyor.

1-3 ila 100-120 saniye arasındaki sürede helyum çekirdekleri ve kalan akciğerlerin az sayıda çekirdeği oluştu kimyasal elementler. Bu andan itibaren gazda bir oran oluşmaya başladı: hidrojen %78, helyum %22. Bir milyon yıl önce Evrendeki sıcaklık 3000-45000 K'ye düşmeye başladı ve rekombinasyon dönemi başladı. Daha önce serbest elektronlar, hafif protonlar ve atom çekirdeği ile birleşmeye başladı. Helyum ve hidrojen atomları ile az sayıda lityum atomu ortaya çıkmaya başladı. Madde şeffaflaştı ve bugün hala gözlenen radyasyonun bağlantısı kesildi.

Evrenin varlığının sonraki milyar yılı, sıcaklığın 3000-45000 K'den 300 K'ye düşmesiyle işaretlendi. Bilim adamları, henüz hiçbir elektromanyetik radyasyon kaynağının bulunmaması nedeniyle Evren için bu dönemi “Karanlık Çağ” olarak adlandırdılar. göründü. Aynı dönemde, başlangıçtaki gazların karışımının heterojenliği, yerçekimi kuvvetlerinin etkisiyle daha da yoğunlaştı. Bu süreçleri bir bilgisayarda simüle eden gökbilimciler, bunun geri dönülemez bir şekilde Güneş'in kütlesini milyonlarca kez aşan dev yıldızların ortaya çıkmasına yol açtığını gördüler. Çok büyük oldukları için bu yıldızlar inanılmaz derecede yüksek sıcaklıklara ulaştılar ve on milyonlarca yıllık bir süre boyunca evrimleştiler, ardından süpernova olarak patladılar. Yüksek sıcaklıklara ısıtılan bu tür yıldızların yüzeyleri, güçlü ultraviyole radyasyon akımları yarattı. Böylece yeniden iyonlaşma dönemi başladı. Bu tür olayların bir sonucu olarak oluşan plazma, elektromanyetik radyasyonu spektral kısa dalga aralıklarında güçlü bir şekilde dağıtmaya başladı. Bir anlamda Evren yoğun bir sisin içine dalmaya başladı.

Bu devasa yıldızlar, Evrendeki lityumdan çok daha ağır olan kimyasal elementlerin ilk kaynağı oldu. Bu atomların çekirdeklerini içeren 2. nesil uzay nesneleri oluşmaya başladı. Bu yıldızlar karışımlardan yaratılmaya başlandı ağır atomlar. Galaksiler arası ve yıldızlararası gazların atomlarının çoğunun tekrarlanan bir tür rekombinasyonu meydana geldi ve bu da elektromanyetik radyasyon için yeni bir alan şeffaflığına yol açtı. Evren artık tam olarak gözlemleyebildiğimiz hale geldi.

Web sitesi portalında Evrenin gözlemlenebilir yapısı

Gözlenen kısım mekansal olarak homojen değildir. Çoğu gökada kümesi ve bireysel gökada hücresel veya bal peteği yapısını oluşturur. Birkaç megaparsek kalınlığında hücre duvarları inşa ederler. Bu hücrelere "boşluk" denir. Büyük boyutları, onlarca megaparsek ile karakterize edilirler ve aynı zamanda maddeler içermezler. elektromanyetik radyasyon. Boşluk, Evrenin toplam hacminin yaklaşık %50'sini oluşturur.

Uzaya Metagalaxy denir. Buna aynı zamanda Evrenimiz de denir. Bu devasa yapı bir milyardan oluşuyor ve bu bütünlük içinde yalnızca bir toz zerresi. yıldız sistemleri sınırları hızla genişliyor. Metagalaksi ile ilgili aktif araştırmalar, yeterli büyütme derecesine sahip teleskopların yapımıyla başladı. Onların yardımıyla çok uzak bir alana bakmak mümkün oldu. Örneğin, birçok parlak noktanın yalnızca ışık noktaları değil, tüm galaksi sistemleri olduğu keşfedildi.

Yapı

Metagalaxy maddesinin ortalama yoğunluğunu alırsak 10 -31 – 10 -32 g/cm3 olacaktır. Elbette tüm uzay aynı tipte değildir; önemli ölçekte heterojenlikler vardır ve aynı zamanda boşluklar da vardır. Bazı galaksiler sistemler halinde gruplandırılmıştır. Yüzlerce, binlerce ve hatta onbinlerce galaksiye kadar sayıları iki kat veya daha fazla olabilirler. Bu tür üstkümelere bulutlar denir. Örneğin Samanyolu ve diğer bir düzine galaksi, devasa bir bulutun parçası olan yerel grubun bir parçasıdır. Bu bulutun merkezi kısmı, birkaç bin galaksiden oluşan bir kümeden oluşan çekirdektir. Saç Berenices ve Başak takımyıldızlarında bulunan bu oluşum yalnızca 40 milyon ışıkyılı uzaklıkta. Ancak Metagalaxy'nin yapısı hakkında çok az şey biliniyor. Aynısı şekli ve boyutu için de geçerlidir. Açık olan şey, galaksilerin herhangi bir yöndeki dağılım yoğunluğunda bir azalma olmadığıdır. Bu, Evrenimizin sınırlarının olmadığını gösterir. Veya araştırmaya konu olan alan yeterince büyük değildir. Aslında Metagalaxy'nin yapısı bir bal peteğine benziyor ve hücrelerinin büyüklüğü 100 - 300 milyon ışıkyılı. Peteklerin iç boşlukları – boşluklar- neredeyse boştur ve galaksi kümeleri kümeleri duvarlar boyunca yer almaktadır.

Boyutları nelerdir?

Öğrendiğimiz gibi, Metagalaxy araştırabildiğimiz Evrendir. Ortaya çıktıktan hemen sonra (Büyük Patlama'dan sonra) genişlemeye başladı. Patlamadan sonraki sınırları, son saçılmanın yüzeyi olan kalıntı radyasyonla belirlendi. Son saçılmanın yüzeyi - günümüzün CMB fotonlarının iyonize madde tarafından en son saçıldığı uzayın uzak bölgesi, şimdi Dünya'dan küresel bir kabuk olarak görünüyor. Bu yüzeye daha yakın olan Evren aslında zaten radyasyona karşı şeffaftı. Yüzeyin sonlu bir kalınlığı olmasına rağmen nispeten keskin bir sınırdır. en uzak gözlem nesnesidir.

Metagalaksinin sınırlarının ötesinde, Evrenimizin Büyük Patlamasının sonuçlarından bağımsız olarak ortaya çıkan ve hakkında neredeyse hiçbir şeyin bilinmediği nesneler vardır.

Ultra uzak nesnelere olan mesafeler

En uzak nesnenin (kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu) en son ölçümleri yaklaşık 14 milyar parseklik bir değer verdi. Bu tür boyutlar her yönde elde edildi ve bundan Metagalaxy'nin büyük olasılıkla bir top şekline sahip olduğu sonucu çıkıyor. Ve bu topun çapı neredeyse 93 milyar ışık yılıdır. Hacmini hesaplarsak yaklaşık 11,5 trilyon civarında olacaktır. Mpk3. Ancak Evrenin kendisinin gözlem sınırlarından çok daha geniş olduğu biliniyor. Keşfedilen en uzak galaksi UDFj-39546284'tür. Yalnızca kızılötesi aralıkta görülebilir. 13,2 milyar ışıkyılı uzaklıkta olup, Evrenin yalnızca 480 milyon yaşında olduğu zamanki haliyle aynı biçimde görünmektedir.