Ko'rsatmalar

“Tu’rlik ochilib, yulduzlarga to‘la; yulduzlarning soni yo‘q, tubsizlikning tubi bor”, deb yozgan edi yorqin rus olimi Mixail Vasilyevich Lomonosov she’rlaridan birida. Bu koinotning cheksizligining she'riy bayonotidir.

Kuzatiladigan olamning "mavjud bo'lish" yoshi taxminan 13,7 milliard Yer yili. Uzoq galaktikalardan "dunyoning chetidan" keladigan yorug'lik Yerga etib borishi uchun 14 milliard yildan ko'proq vaqt ketadi. Ma'lum bo'lishicha, koinotning diametrik o'lchamlarini taxminan 13,7 ni ikkiga, ya'ni 27,4 milliard yorug'lik yiliga ko'paytirsa, hisoblash mumkin. Sferik modelning radial o'lchami taxminan 78 milliard yorug'lik yili, diametri esa 156 milliard yorug'lik yili. Bu amerikalik olimlarning so'nggi versiyalaridan biri bo'lib, ko'p yillik astronomik kuzatishlar va hisob-kitoblar natijasidir.

Kuzatish mumkin bo'lgan koinotda biznikiga o'xshash 170 milliard galaktika mavjud. Bizniki bahaybat to'pning markazida turganga o'xshaydi. Eng olis kosmik ob'ektlardan relikt yorug'lik ko'rinadi - insoniyat nuqtai nazaridan hayoliy qadimiy. Agar siz fazo-vaqt tizimiga juda chuqur kirsangiz, Yer sayyorasining yoshligini ko'rishingiz mumkin.

Yerdan kuzatilgan nurli kosmik jismlar yoshining cheklangan chegarasi mavjud. Maksimal yoshni hisoblab, yorug'likdan Yer yuzasigacha bo'lgan masofani bosib o'tish uchun zarur bo'lgan vaqtni bilib, va doimiyni, yorug'lik tezligini bilib, formuladan foydalanib S = Vxt (yo'l = vaqtga ko'paytirilgan tezlik) ma'lum. maktabda olimlar kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning taxminiy o'lchamlarini aniqladilar.

Koinotni uch o'lchamli to'p shaklida tasvirlash koinot modelini yaratishning yagona usuli emas. Koinotning uchta emas, cheksiz ko'p o'lchamlari borligini ko'rsatadigan farazlar mavjud. U, xuddi uy qurgan qo'g'irchoq kabi, bir-birining ichida joylashgan va bir-biridan uzoqda joylashgan cheksiz sonli sharsimon shakllanishlardan iborat degan versiyalar mavjud.

Koinot turli mezonlar va turli koordinata o'qlariga ko'ra bitmas-tuganmas degan taxmin mavjud. Odamlar materiyaning eng kichik zarrasini "korpuskula", keyin "molekula", keyin "atom", keyin "protonlar va elektronlar" deb hisoblashdi, keyin ular elementar zarralar haqida gapira boshladilar, bu esa umuman elementar emas edi. , kvantlar, neytrinolar va kvarklar haqida... Va hech kim materiyaning keyingi supermikrominizarrasi ichida boshqa olam yo'qligiga kafolat bermaydi. Va aksincha - ko'rinadigan olam shunchaki Super-Mega-Koinot materiyaning mikrozarrasi emas, uning o'lchamlarini hech kim tasavvur qila olmaydi va hisoblab bo'lmaydi, ular juda katta.

0 👁 1 360

Kosmosning ko'lamini tasavvur qilish qiyin va aniqroq aniqlash qiyinroq. Ammo fiziklarning mohir taxminlari tufayli biz koinot qanchalik katta ekanligi haqida yaxshi tasavvurga egamiz deb o'ylaymiz. Amerikalik astronom Xarlou Sheplining 1920-yilda Vashingtondagi auditoriyaga qilgan taklifi “Keling, sayr qilaylik”. U hamkasbi Xeber Kertis bilan birgalikda Koinot miqyosidagi "Buyuk Debat" deb nomlangan bahsda qatnashgan.

Shapli bizning galaktikamizning diametri 300 000 ga teng deb hisoblagan. Bu hozir o'ylanganidan uch baravar ko'p, ammo o'sha vaqt uchun o'lchovlar juda yaxshi edi. Xususan, u Somon yo'li ichidagi umumiy to'g'ri proportsional masofalarni hisoblab chiqdi - masalan, markazga nisbatan bizning pozitsiyamiz.

Biroq, 20-asrning boshlarida 300 000 yorug'lik yili Shaplining ko'plab zamondoshlariga qandaydir bema'ni katta raqam bo'lib tuyuldi. Somon yo'li kabi boshqa odamlarning ko'rinadigan darajada katta ekanligi haqidagi fikr umuman jiddiy qabul qilinmadi.

Va Sheplining o'zi bunga ishondi Somon yo'li maxsus bo'lishi kerak. "Spirallar tasvirlangan bo'lsa ham, ularni bizning yulduz tizimimiz bilan taqqoslab bo'lmaydi", dedi u tinglovchilariga.

Kertis rozi bo'lmadi. U koinotda biznikiga o'xshab tarqalib ketgan boshqa ko'plab galaktikalar bor deb o'ylagan va bu to'g'ri. Ammo uning boshlang'ich nuqtasi Somon yo'li Shapli hisoblaganidan ancha kichikroq degan taxmin edi. Kertisning hisob-kitoblariga ko'ra, Somon yo'lining diametri bor-yo'g'i 30 000 yorug'lik yili yoki zamonaviy hisob-kitoblardan uch baravar kichikroq edi.

Uch baravar ko'p, uch baravar kam - biz shunchalik katta masofalar haqida gapiryapmizki, yuz yil oldin bu mavzu haqida o'ylagan astronomlar shunchalik xato qilishlari mumkinligi juda tushunarli.

Bugun biz Somon yo'lining kengligi 100 000 dan 150 000 yorug'lik yili oralig'ida ekanligiga ishonchimiz komil. Kuzatish mumkin bo'lgan koinot, albatta, juda katta. Uning diametri 93 milliard yorug'lik yili deb ishoniladi. Lekin nega bunday ishonch? Qanday qilib shunga o'xshash narsani o'lchashingiz mumkin?

Kopernik Yerning markaz emasligini e'lon qilganidan beri biz har doim koinot nima ekanligi va ayniqsa u qanchalik katta bo'lishi mumkinligi haqidagi fikrlarimizni qayta yozishga harakat qildik. Bugun ham, biz ko'rib turganimizdek, biz butun koinot yaqinda o'ylaganimizdan ancha katta bo'lishi mumkinligi haqida yangi dalillar to'plamoqdamiz.

Ostindagi Texas universiteti astronomi Keytlin Keysi koinotni o‘rganadi. Uning so‘zlariga ko‘ra, astronomlar nafaqat Yerdan Quyosh sistemamizdagi boshqa jismlargacha bo‘lgan masofani, balki galaktikalar orasidagi bo‘shliqlarni va hatto kuzatilishi mumkin bo‘lgan koinotning oxirigacha bo‘lgan masofani ham hisoblash uchun bir qator murakkab asboblar va o‘lchov tizimlarini ishlab chiqdilar.

Bularning barchasini o'lchash bosqichlari astronomiyaning masofaviy shkalasidan o'tadi. Ushbu o'lchovning birinchi bosqichi juda oddiy va bugungi kunda zamonaviy texnologiyalarga tayanadi.

"Biz shunchaki quyosh tizimidagi radio to'lqinlarni va kabi yaqin atrofdagi radio to'lqinlarni urib yuborishimiz va bu to'lqinlar Yerga qaytish vaqtini o'lchashimiz mumkin", deydi Keysi. "Shunday qilib, o'lchovlar juda aniq bo'ladi."

Puerto-Rikodagi kabi yirik radioteleskoplar bu vazifani bajarishi mumkin, lekin ular ham ko'proq narsani qila oladi. Masalan, Aresibo bizning atrofimizdagi parvozlarni aniqlay oladi quyosh sistemasi va hatto radioto'lqinlarning asteroid yuzasidan qanday aks etishiga qarab, ularning tasvirlarini yaratish.

Ammo bizning quyosh sistemamizdan tashqaridagi masofalarni o'lchash uchun radio to'lqinlaridan foydalanish amaliy emas. Ushbu kosmik o'lchovdagi keyingi qadam parallaksni o'lchashdir. Biz buni har doim o'zimiz sezmasdan qilamiz. Odamlar, ko'plab hayvonlar singari, ikkita ko'zimiz borligi sababli o'zlari va ob'ektlar orasidagi masofani intuitiv ravishda tushunadilar.

Agar siz oldingizda biror narsani - masalan, qo'lingizni ushlab tursangiz va unga bir ko'zni ochib qarasangiz, keyin boshqa ko'zga o'tsangiz, qo'lingiz biroz harakatlanayotganini ko'rasiz. Bunga parallaks deyiladi. Ushbu ikki kuzatuv orasidagi farq ob'ektgacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatilishi mumkin.

Bizning miyamiz buni tabiiy ravishda ikkala ko'zdan olingan ma'lumot bilan bajaradi va astronomlar yaqin yulduzlar bilan xuddi shunday qilishadi, faqat ular boshqa ma'nodan foydalanadilar: teleskoplar.

Tasavvur qiling-a, ikkita ko'z kosmosda, Quyoshimizning ikki tomonida suzib yuradi. Yerning orbitasi tufayli bizda shunday ko'zlar bor va biz bu usul yordamida yulduzlarning fondagi ob'ektlarga nisbatan siljishini kuzatishimiz mumkin.

"Biz, masalan, yanvar oyida osmondagi yulduzlarning joylashishini o'lchaymiz va keyin olti oy kutamiz va iyul oyida Quyoshning narigi tomonida bo'lganimizda bir xil yulduzlarning joylashishini o'lchaymiz", deydi Keysi.

Biroq, ob'ektlar allaqachon juda uzoqda - taxminan 100 yorug'lik yilida - kuzatilgan siljish foydali hisob-kitoblarni ta'minlash uchun juda kichik bo'lgan chegara mavjud. Bu masofada biz hali ham o'z galaktikamizning chekkasidan uzoqda bo'lamiz.

Keyingi qadam - asosiy ketma-ketlikni o'rnatish. Bu ma'lum o'lchamdagi yulduzlar - asosiy ketma-ketlik yulduzlari deb nomlanuvchi - vaqt o'tishi bilan qanday rivojlanishi haqidagi bilimimizga tayanadi.

Birinchidan, ular rangini o'zgartiradilar, yoshi bilan qizilroq bo'ladilar. Ularning rangi va yorqinligini aniq o'lchab, so'ngra buni trigonometrik parallaks bilan o'lchanadigan asosiy ketma-ket yulduzlargacha bo'lgan masofa haqida ma'lum bo'lgan narsalar bilan taqqoslab, biz bu uzoqroq yulduzlarning holatini taxmin qilishimiz mumkin.

Ushbu hisob-kitoblarning printsipi shundaki, bir xil massa va yoshdagi yulduzlar, agar ular bizdan bir xil masofada bo'lsa, biz uchun bir xil darajada yorqin ko'rinadi. Ammo ko'pincha bunday bo'lmaganligi sababli, biz o'lchovlardagi farqdan foydalanib, ular qanchalik uzoqda ekanligini aniqlashimiz mumkin.

Ushbu tahlil uchun ishlatiladigan asosiy ketma-ketlik yulduzlari "standart shamlar" turlaridan biri hisoblanadi - kattaligini (yoki yorqinligini) matematik tarzda hisoblashimiz mumkin bo'lgan jismlar. Bu shamlar kosmos bo'ylab tarqalib ketgan va koinotni oldindan aytib beradi. Ammo asosiy ketma-ketlik yulduzlari yagona misol emas.

Yorqinlikning masofaga qanday bog'liqligini tushunish bizga boshqa galaktikalardagi yulduzlar kabi uzoqroq ob'ektlargacha bo'lgan masofani tushunishga imkon beradi. Asosiy ketma-ketlik yondashuvi endi ishlamaydi, chunki millionlab yorug'lik yili uzoqda joylashgan bu yulduzlarning yorug'ligini aniq tahlil qilish qiyin.

Ammo 1908 yilda Garvarddan Genrietta Swan Leavitt ismli olim bizga bu ulkan masofalarni o'lchashga yordam beradigan ajoyib kashfiyot qildi. Swan Leavitt yulduzlarning alohida sinfi borligini tushundi - .

"U ma'lum bir turdagi yulduz vaqt o'tishi bilan yorqinligini o'zgartirishini payqadi va bu yulduzlarning pulsatsiyasidagi yorqinlikning o'zgarishi ularning tabiatan qanchalik yorqinligiga bevosita bog'liq", deydi Keysi.

Boshqacha qilib aytganda, yorqinroq Sefeid yulduzi zaifroq Sefeidga qaraganda sekinroq (ko'p kunlar davomida) "puls" qiladi. Astronomlar Sefeidning zarbasini juda oson o'lchashlari mumkinligi sababli, ular yulduzning qanchalik yorqinligini aniqlashlari mumkin. Keyin, bizga qanchalik yorqin ko'rinishini kuzatib, ular uning masofasini hisoblashlari mumkin.

Ushbu printsip asosiy ketma-ketlik yondashuviga o'xshaydi, chunki yorqinligi kalit hisoblanadi. Biroq, eng muhimi, masofani o'lchash mumkin turli yo'llar bilan. Masofalarni o'lchash usullari qanchalik ko'p bo'lsa, biz kosmik orqa hovlimizning haqiqiy ko'lamini yaxshiroq tushunishimiz mumkin.

Bizning galaktikamizda ana shunday yulduzlarning topilishi Xarlou Sheplini uning kattaligiga ishontirdi.

1920-yillarning boshlarida Edvin Xabbl eng yaqin joyda sefeidni topdi va u atigi million yorug'lik yili uzoqlikda degan xulosaga keldi.

Bugungi kunda bizning eng yaxshi taxminimiz shuki, bu galaktika bizdan 2,54 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Shuning uchun Hubble xato qildi. Ammo bu hech qanday tarzda uning xizmatlarini pasaytirmaydi. Chunki biz hali ham Andromedagacha bo'lgan masofani hisoblashga harakat qilmoqdamiz. 2,54 million yil - bu raqam asosan nisbatan yaqinda o'tkazilgan hisob-kitoblarning natijasidir.

Hozir ham koinotning ko'lamini tasavvur qilish qiyin. Biz buni juda yaxshi baholay olamiz, lekin haqiqatda galaktikalar orasidagi masofani aniq hisoblash juda qiyin. Koinot aql bovar qilmaydigan darajada katta. Va bu bizning galaktikamiz bilan chegaralanib qolmaydi.

Hubble shuningdek, portlovchi 1A tipidagi yorug'likni o'lchadi. Ularni milliardlab yorug'lik yili uzoqlikdagi juda uzoq galaktikalarda ko'rish mumkin. Ushbu hisob-kitoblarning yorqinligini hisoblash mumkin bo'lganligi sababli, biz Sefeidlar bilan qilganimiz kabi, ular qanchalik uzoqda ekanligini aniqlashimiz mumkin. 1A tipidagi o'ta yangi yulduzlar va sefeidlar astronomlar standart shamlar deb ataydigan narsalarga misollardir.

Haqiqatan ham katta masofalarni o'lchashga yordam beradigan koinotning yana bir xususiyati bor. Bu qizil siljish.

Agar siz tez yordam mashinasi yoki politsiya mashinasining sirenasini eshitgan bo'lsangiz, siz Doppler effekti bilan tanishsiz. Tez yordam mashinasi yaqinlashganda, sirena jiringlaydi va uzoqlashganda sirena yana o'chadi.

Xuddi shu narsa yorug'lik to'lqinlari bilan sodir bo'ladi, faqat kichik miqyosda. Biz bu o'zgarishni uzoq jismlarning yorug'lik spektrini tahlil qilish orqali aniqlashimiz mumkin. Ushbu spektrda qorong'u chiziqlar bo'ladi, chunki alohida ranglar yorug'lik manbai va atrofidagi elementlar tomonidan so'riladi - masalan, yulduzlar sirtlari.

Qanchalik boshqa ob'ektlar bizdan bo'lsa, bu chiziqlar spektrning qizil oxiriga qarab siljiydi. Va bu nafaqat ob'ektlar bizdan uzoqda, balki ular ham vaqt o'tishi bilan koinotning kengayishi tufayli bizdan uzoqlashmoqda. Va uzoq galaktikalardan yorug'likning qizil siljishini kuzatish bizga Olam haqiqatan ham kengayib borayotganidan dalolat beradi.

YANGI MAQOLALAR

Yangi izohlar

Tadqiqot

Biz Yer koordinatalari bilan kosmosga signal yuborishimiz kerakmi?

Koinot mavjud bo'lgan hamma narsadir. Koinot cheksizdir. Shuning uchun, koinotning o'lchami haqida gapirganda, biz faqat uning kuzatilishi mumkin bo'lgan qismi - kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning o'lchami haqida gapirishimiz mumkin.

Kuzatish mumkin bo'lgan koinot - bu markazi Yerda (kuzatuvchining o'rni) bo'lgan shar bo'lib, ikki o'lchamga ega: 1. ko'rinadigan o'lcham - Hubble radiusi - 13,75 milliard yorug'lik yili, 2. haqiqiy o'lcham - zarracha gorizonti radiusi - 45,7 milliard yorug'lik yili.

Olamning zamonaviy modeli, shuningdek, CDM modeli deb ataladi. "L" harfi kosmologik konstanta mavjudligini bildiradi, bu koinotning tezlashtirilgan kengayishini tushuntiradi. "CDM" koinot sovuq qorong'u materiya bilan to'ldirilganligini anglatadi. Oxirgi tadqiqotlar shuni ko'rsatadiki, Hubble doimiysi taxminan 71 (km/s)/Mpc ni tashkil qiladi, bu koinotning yoshi 13,75 milliard yilga to'g'ri keladi. Koinotning yoshini bilib, biz uning kuzatilishi mumkin bo'lgan hududining hajmini taxmin qilishimiz mumkin.

Nisbiylik nazariyasiga ko'ra, har qanday ob'ekt haqidagi ma'lumot yorug'lik tezligidan (299 792 458 km/s) kattaroq tezlikda kuzatuvchiga etib bora olmaydi. Ma'lum bo'lishicha, kuzatuvchi nafaqat ob'ektni, balki uning o'tmishini ham ko'radi. Ob'ekt undan qanchalik uzoq bo'lsa, u o'tmishni shunchalik uzoqroq ko'radi. Masalan, Oyga qarab, biz bir soniya oldin qanday bo'lganini ko'ramiz, Quyosh - sakkiz daqiqadan ko'proq vaqt oldin, eng yaqin yulduzlar - yillar, galaktikalar - millionlab yillar oldin va hokazo. Eynshteynning statsionar modelida koinotning yosh chegarasi yo'q, ya'ni uning kuzatiladigan hududi ham hech narsa bilan cheklanmagan. Borgan sari murakkablashgan astronomik asboblar bilan qurollangan kuzatuvchi tobora uzoq va qadimiy ob'ektlarni kuzatadi.

Kuzatiladigan koinotning o'lchamlari

Bizda koinotning zamonaviy modeli bilan boshqacha rasm bor. Unga ko'ra, koinotning yoshi va shuning uchun kuzatish chegarasi bor. Ya'ni, Olam paydo bo'lganidan beri hech qanday foton 13,75 milliard yorug'lik yilidan ortiq masofani bosib o'ta olmasdi. Ma'lum bo'lishicha, kuzatilishi mumkin bo'lgan olam kuzatuvchidan radiusi 13,75 milliard yorug'lik yili bo'lgan sferik mintaqagacha cheklangan deb aytishimiz mumkin. Biroq, bu mutlaqo to'g'ri emas. Koinot fazosining kengayishi haqida unutmasligimiz kerak. Foton kuzatuvchiga yetib borguncha, uni chiqaradigan ob'ekt bizdan allaqachon 45,7 milliard yorug'lik yili uzoqlikda bo'ladi. Bu o'lcham zarrachalar gorizonti, u kuzatilishi mumkin bo'lgan Olamning chegarasi.

Shunday qilib, kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning kattaligi ikki turga bo'linadi. Ko'rinib turgan o'lcham, shuningdek, Hubble radiusi (13,75 milliard yorug'lik yili) deb ataladi. Va zarracha gorizonti (45,7 milliard yorug'lik yili) deb ataladigan haqiqiy o'lcham.

Muhimi shundaki, bu ikkala ufq ham koinotning haqiqiy hajmini tavsiflamaydi. Birinchidan, ular kuzatuvchining kosmosdagi pozitsiyasiga bog'liq. Ikkinchidan, ular vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. ΛCDM modelida zarrachalar gorizonti Hubble gorizontidan kattaroq tezlikda kengayadi. Kelajakda bu tendentsiya o'zgaradimi, degan savol tug'iladi. zamonaviy fan javob bermaydi. Ammo, agar biz koinot tezlashuv bilan kengayishda davom etmoqda deb hisoblasak, biz hozir ko'rayotgan barcha ob'ektlar ertami-kechmi bizning "ko'rish sohamiz" dan yo'qoladi.

Hozirgi vaqtda astronomlar tomonidan kuzatilgan eng uzoq yorug'lik . Uni o'rganib chiqqach, olimlar koinotni Katta portlashdan 380 ming yil keyin bo'lgandek ko'rishadi. Ayni paytda koinot yetarli darajada sovib ketdiki, u bugungi kunda radioteleskoplar yordamida aniqlangan erkin fotonlarni chiqarishga muvaffaq bo'ldi. O'sha paytda koinotda yulduzlar yoki galaktikalar yo'q edi, faqat vodorod, geliy va arzimas miqdordagi boshqa elementlarning uzluksiz buluti edi. Bu bulutda kuzatilgan bir jinslilikdan keyin galaktika klasterlari hosil bo'ladi. Ma'lum bo'lishicha, kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishida bir hil bo'lmagan narsalardan hosil bo'ladigan ob'ektlar zarracha gorizontiga eng yaqin joylashgan.

Koinotning haqiqiy o'lchami

Shunday qilib, biz kuzatiladigan koinotning o'lchamiga qaror qildik. Ammo butun olamning haqiqiy hajmi haqida nima deyish mumkin? zamonaviy fan koinotning haqiqiy hajmi va uning chegaralari bor-yo'qligi haqida ma'lumotga ega emas. Ammo ko'pchilik olimlar koinotning cheksiz ekanligiga qo'shiladilar.

Xulosa

Kuzatish mumkin bo'lgan koinotning ko'rinadigan va haqiqiy chegarasi bor, ular mos ravishda Xabbl radiusi (13,75 milliard yorug'lik yili) va zarracha radiusi (45,7 milliard yorug'lik yili) deb ataladi. Bu chegaralar butunlay kuzatuvchining kosmosdagi pozitsiyasiga bog'liq va vaqt o'tishi bilan kengayadi. Agar Hubble radiusi qat'iy ravishda yorug'lik tezligida kengaysa, u holda zarralar gorizontining kengayishi tezlashadi. Uning zarracha gorizontining tezlashishi davom etadimi va siqilish bilan almashtiriladimi degan savol ochiqligicha qolmoqda.

Portal sayti - bu koinotga oid ko'plab foydali va qiziqarli bilimlarni olishingiz mumkin bo'lgan axborot resursi. Avvalo, biz o'zimiz va boshqa olamlarimiz haqida gapiramiz samoviy jismlar, kosmosning chuqurligidagi qora tuynuklar va hodisalar.

Mavjud hamma narsaning, moddaning, alohida zarralarning va bu zarralar orasidagi bo'shliqning yig'indisi Olam deb ataladi. Olimlar va munajjimlarning fikriga ko'ra, koinotning yoshi taxminan 14 milliard yil. Koinotning ko'rinadigan qismining o'lchami taxminan 14 milliard yorug'lik yilini egallaydi. Va ba'zilar koinot 90 milliard yorug'lik yilidan oshiqroq ekanligini ta'kidlaydilar. Ko'proq qulaylik uchun bunday masofalarni hisoblashda parsek qiymatidan foydalanish odatiy holdir. Bir parsek 3,2616 yorug'lik yiliga teng, ya'ni parsek - bu Yer orbitasining o'rtacha radiusi bir kamon soniya burchak ostida ko'rilgan masofa.

Ushbu ko'rsatkichlar bilan qurollangan holda siz bir ob'ektdan boshqasiga kosmik masofani hisoblashingiz mumkin. Masalan, sayyoramizdan Oygacha bo'lgan masofa 300 000 km yoki 1 yorug'lik soniyasini tashkil qiladi. Shunday qilib, Quyoshgacha bo'lgan bu masofa 8,31 yorug'lik daqiqasiga ko'tariladi.

Tarix davomida odamlar Koinot va Koinot bilan bog'liq sirlarni hal qilishga harakat qilishgan. Portal saytidagi maqolalarda siz nafaqat Olam haqida, balki uni o'rganishga zamonaviy ilmiy yondashuvlar haqida ham ma'lumot olishingiz mumkin. Barcha materiallar eng ilg'or nazariyalar va faktlarga asoslangan.

Shuni ta'kidlash kerakki, Koinot o'z ichiga oladi katta raqam odamlarga ma'lum turli ob'ektlar. Ular orasida eng mashhurlari sayyoralar, yulduzlar, sun'iy yo'ldoshlar, qora tuynuklar, asteroidlar va kometalardir. Ayni paytda sayyoralar haqida hamma narsa tushuniladi, chunki biz ulardan birida yashaymiz. Ba'zi sayyoralarning o'z sun'iy yo'ldoshlari mavjud. Demak, Yerning o'z sun'iy yo'ldoshi - Oy bor. Sayyoramizdan tashqari yana 8 ta Quyosh atrofida aylanadi.

Kosmosda ko'plab yulduzlar mavjud, ammo ularning har biri bir-biridan farq qiladi. Ular har xil harorat, o'lcham va yorqinlikka ega. Barcha yulduzlar har xil bo'lgani uchun ular quyidagicha tasniflanadi:

Oq mittilar;

Gigantlar;

Supergigantlar;

Neytron yulduzlari;

Kvazarlar;

Pulsarlar.

Biz bilgan eng zich modda qo'rg'oshindir. Ba'zi sayyoralarda ularning moddalarining zichligi qo'rg'oshin zichligidan minglab marta yuqori bo'lishi mumkin, bu olimlar uchun ko'plab savollar tug'diradi.

Barcha sayyoralar Quyosh atrofida aylanadi, lekin u ham bir joyda turmaydi. Yulduzlar klasterlarga to'planishi mumkin, ular ham o'z navbatida bizga hali noma'lum bo'lgan markaz atrofida aylanadi. Bu klasterlar galaktikalar deb ataladi. Bizning galaktikamiz Somon yo'li deb ataladi. Hozirgacha olib borilgan barcha tadqiqotlar shuni ko'rsatadiki, galaktikalar yaratadigan moddalarning aksariyati hozirgacha odamlarga ko'rinmaydi. Shuning uchun u qorong'u materiya deb ataldi.

Galaktikalar markazlari eng qiziqarli hisoblanadi. Ba'zi astronomlar galaktikaning mumkin bo'lgan markazi qora tuynuk ekanligiga ishonishadi. Bu yulduzning evolyutsiyasi natijasida hosil bo'lgan noyob hodisa. Ammo hozircha bularning barchasi faqat nazariyalar. Tajriba o'tkazish yoki bunday hodisalarni o'rganish hali mumkin emas.

Koinotda galaktikalardan tashqari tumanliklar (gaz, chang va plazmadan tashkil topgan yulduzlararo bulutlar), koinotning butun fazosini qamrab oluvchi kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishi va boshqa ko'plab kam ma'lum va hatto umuman noma'lum ob'ektlar mavjud.

Koinot efirining aylanishi

Moddiy hodisalarning simmetriyasi va muvozanati asosiy tamoyil tarkibiy tashkilot va tabiatdagi o'zaro ta'sirlar. Bundan tashqari, barcha shakllarda: yulduz plazmasi va materiya, dunyo va chiqarilgan efirlar. Bunday hodisalarning butun mohiyati ularning o'zaro ta'siri va o'zgarishida yotadi, ularning aksariyati ko'rinmas efir bilan ifodalanadi. U relikt nurlanish deb ham ataladi. Bu 2,7 K haroratli mikroto'lqinli kosmik fon nurlanishi. Aynan mana shu tebranish efiri koinotni to'ldiradigan barcha narsalar uchun asosiy asosdir, degan fikr bor. Efirning tarqalishining anizotropiyasi uning ko'rinmas va ko'rinadigan makonning turli sohalarida harakatlanish yo'nalishlari va intensivligi bilan bog'liq. O'rganish va tadqiq qilishning butun qiyinligi materiyaning gazlari, plazmalari va suyuqliklarida turbulent jarayonlarni o'rganish qiyinchiliklari bilan taqqoslanadi.

Nima uchun ko'plab olimlar koinot ko'p o'lchovli ekanligiga ishonishadi?

Laboratoriyalarda va kosmosda tajriba o'tkazgandan so'ng, biz har qanday ob'ektning joylashishi vaqt va uchta fazoviy koordinata bilan tavsiflanishi mumkin bo'lgan koinotda yashaymiz deb taxmin qilish mumkin bo'lgan ma'lumotlar olindi. Shu sababli, Olam to'rt o'lchovli degan taxmin paydo bo'ladi. Biroq, elementar zarralar va kvant tortishish nazariyalarini ishlab chiqayotgan ba'zi olimlar juda ko'p o'lchamlarning mavjudligi shunchaki zarur degan xulosaga kelishlari mumkin. Koinotning ba'zi modellari 11 o'lchovni istisno qilmaydi.

Shuni hisobga olish kerakki, ko'p o'lchovli koinotning mavjudligi yuqori energiyali hodisalar - qora tuynuklar, katta portlash, portlashlar bilan mumkin. Hech bo'lmaganda, bu etakchi kosmologlarning g'oyalaridan biridir.

Kengayuvchi koinot modeliga asoslanadi umumiy nazariya nisbiylik. Qizilga siljish tuzilishini etarlicha tushuntirish taklif qilindi. Kengayish Katta portlash bilan bir vaqtda boshlangan. Uning holati shishgan kauchuk sharning yuzasida tasvirlangan, uning ustiga nuqtalar - ekstragalaktik ob'ektlar qo'yilgan. Bunday to'p shishirilganda, uning barcha nuqtalari pozitsiyasidan qat'i nazar, bir-biridan uzoqlashadi. Nazariyaga ko'ra, olam cheksiz kengayishi yoki qisqarishi mumkin.

Olamning barion assimetriyasi

Koinotda kuzatilgan barcha antizarrachalar soniga nisbatan elementar zarralar sonining sezilarli darajada oshishiga barion assimetriyasi deyiladi. Barionlarga neytronlar, protonlar va boshqa qisqa muddatli elementar zarralar kiradi. Bu nomutanosiblik yo'q qilish davrida, ya'ni uch soniyadan keyin sodir bo'ldi katta portlash. Shu paytgacha barionlar va antibarionlar soni bir-biriga mos kelardi. Elementar antizarralar va zarralar ommaviy ravishda yo'q bo'lib ketganda, ularning aksariyati juft bo'lib qo'shilib, yo'q bo'lib ketgan va shu bilan elektromagnit nurlanish hosil qilgan.

Portal veb-saytida Koinot yoshi

Zamonaviy olimlar bizning koinotimiz taxminan 16 milliard yil deb hisoblashadi. Hisob-kitoblarga ko'ra, minimal yosh 12-15 milliard yil bo'lishi mumkin. Minimal galaktikamizdagi eng qadimgi yulduzlar tomonidan qaytariladi. Uning haqiqiy yoshini faqat Hubble qonuni yordamida aniqlash mumkin, ammo haqiqiy degani aniq emas.

Ko'rinish gorizonti

Radiusi yorug'lik olamning butun mavjudligi davomida bosib o'tadigan masofaga teng bo'lgan shar, uning ko'rish gorizonti deb ataladi. Ufqning mavjudligi koinotning kengayishi va qisqarishiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir. Fridmanning kosmologik modeliga ko'ra, koinot taxminan 15-20 milliard yil oldin yagona masofadan kengayishni boshlagan. Har doim yorug'lik kengayib borayotgan koinotda qoldiq masofani, ya'ni 109 yorug'lik yilini bosib o'tadi. Shu sababli, kengayish jarayoni boshlangandan keyin t0 momentida har bir kuzatuvchi o'sha paytda I radiusga ega bo'lgan shar bilan chegaralangan kichik bir qismni kuzatishi mumkin. Hozirda bu chegaradan tashqarida bo'lgan jismlar va jismlar: printsipial jihatdan kuzatilishi mumkin emas. Ulardan aks ettirilgan yorug'lik kuzatuvchiga etib borishga vaqt topa olmaydi. Kengayish jarayoni boshlanganda yorug'lik chiqsa ham, bu mumkin emas.

Ilk koinotdagi yutilish va tarqalish tufayli, yuqori zichlikni hisobga olgan holda, fotonlar erkin yo'nalishda tarqala olmadi. Shuning uchun kuzatuvchi faqat radiatsiya uchun shaffof bo'lgan koinot davrida paydo bo'lgan nurlanishni aniqlay oladi. Bu davr t»300 000 yil vaqt, moddaning zichligi r»10-20 g/sm3 va vodorodning rekombinatsiya momenti bilan belgilanadi. Yuqorida aytilganlarning barchasidan kelib chiqadiki, manba galaktikada qanchalik yaqin bo'lsa, uning qizilga o'tish qiymati shunchalik katta bo'ladi.

Katta portlash

Koinotning boshlangan lahzasi Katta portlash deb ataladi. Bu kontseptsiya dastlab barcha energiya va barcha moddalar mavjud bo'lgan nuqta (yakkalik nuqtasi) mavjudligiga asoslanadi. Xarakteristikaning asosi materiyaning yuqori zichligi hisoblanadi. Bu o'ziga xoslikdan oldin nima sodir bo'lganligi noma'lum.

5*10-44 sekundda (1-vaqt kvantining tugash momenti) sodir bo'lgan voqealar va sharoitlar haqida aniq ma'lumot yo'q. O'sha davrning jismoniy nuqtai nazaridan, faqat o'sha paytda harorat taxminan 1,3 * 1032 daraja bo'lib, materiyaning zichligi taxminan 1096 kg / m3 bo'lgan deb taxmin qilish mumkin. Ushbu qadriyatlar mavjud g'oyalarni qo'llash chegaralari. Ular tortishish doimiysi, yorug'lik tezligi, Boltsmann va Plank doimiylari o'rtasidagi bog'liqlik tufayli paydo bo'ladi va "Plank doimiylari" deb ataladi.

5 * 10-44 dan 10-36 soniyagacha bo'lgan voqealar "inflyatsiya olam" modelini aks ettiradi. 10-36 soniya momenti "issiq koinot" modeli deb ataladi.

1-3 dan 100-120 sekundgacha bo'lgan davrda geliy yadrolari va qolgan o'pkaning oz miqdordagi yadrolari hosil bo'ladi. kimyoviy elementlar. Shu paytdan boshlab gazda nisbat o'rnatila boshlandi: vodorod 78%, geliy 22%. Bir million yil oldin olamdagi harorat 3000-45000 K gacha pasayishni boshladi va rekombinatsiya davri boshlandi. Ilgari erkin elektronlar engil protonlar va atom yadrolari bilan birlasha boshladi. Geliy va vodorod atomlari va oz sonli litiy atomlari paydo bo'la boshladi. Modda shaffof bo'lib qoldi va bugungi kunda ham kuzatilayotgan nurlanish undan uzildi.

Koinot mavjudligining keyingi milliard yili haroratning 3000-45000 K dan 300 K gacha pasayishi bilan belgilandi. Olimlar bu davrni haligacha elektromagnit nurlanish manbalari bo'lmaganligi sababli olam uchun "qorong'u davr" deb atashgan. paydo bo'ldi. Xuddi shu davrda dastlabki gazlar aralashmasining heterojenligi tortishish kuchlarining ta'siri tufayli zichroq bo'ldi. Ushbu jarayonlarni kompyuterda taqlid qilib, astronomlar bu Quyosh massasidan millionlab marta ko'p bo'lgan ulkan yulduzlarning paydo bo'lishiga olib kelganini ko'rdilar. Ular juda katta bo'lganligi sababli, bu yulduzlar nihoyatda yuqori haroratgacha qizigan va o'n millionlab yillar davomida evolyutsiyaga uchragan, shundan so'ng ular o'ta yangi yulduzlar sifatida portlagan. Yuqori haroratgacha qizdirish, bunday yulduzlarning sirtlari ultrabinafsha nurlanishning kuchli oqimlarini yaratdi. Shunday qilib, reionizatsiya davri boshlandi. Bunday hodisalar natijasida hosil bo'lgan plazma elektromagnit nurlanishni o'zining spektral qisqa to'lqin diapazonlarida kuchli tarqata boshladi. Qaysidir ma’noda Olam qalin tumanga bota boshladi.

Bu ulkan yulduzlar Olamdagi litiydan ancha og'irroq kimyoviy elementlarning birinchi manbalariga aylandi. Ushbu atomlarning yadrolarini o'z ichiga olgan 2-avlodning kosmik ob'ektlari shakllana boshladi. Bu yulduzlar og'ir atomlar aralashmasidan yaratila boshlandi. Galaktikalararo va yulduzlararo gazlarning aksariyat atomlarining takroriy rekombinatsiyasi sodir bo'ldi, bu esa o'z navbatida elektromagnit nurlanish uchun makonning yangi shaffofligiga olib keldi. Koinot biz hozir kuzata oladigan narsaga aylandi.

Veb-sayt portalida koinotning kuzatilishi mumkin bo'lgan tuzilishi

Kuzatilgan qism fazoviy jihatdan bir hil emas. Aksariyat galaktika klasterlari va alohida galaktikalar uning uyali yoki chuqurchalar tuzilishini tashkil qiladi. Ular qalinligi bir necha megaparsek bo'lgan hujayra devorlarini qurishadi. Bu hujayralar "bo'shliqlar" deb ataladi. Ular katta o'lchamlari, o'nlab megaparseklari bilan ajralib turadi va shu bilan birga ular tarkibida mavjud bo'lgan moddalar yo'q. elektromagnit nurlanish. Bo'shliq olamning umumiy hajmining taxminan 50% ni tashkil qiladi.

Kosmos metagalaktika deb ataladi. U bizning koinotimiz deb ham ataladi. Bu ulkan struktura milliarddan iborat bo'lib, chegaralari tez sur'atlar bilan kengayib borayotgan yulduz tizimlarining ushbu to'plamidagi chang zarrasi xolos. Metagalaktika bo'yicha faol tadqiqotlar etarli darajada kattalashtirishga ega teleskoplarni qurish bilan boshlandi. Ularning yordami bilan juda uzoq kosmosga qarash mumkin edi. Masalan, ko'plab yorqin nuqtalar nafaqat yorug'lik nuqtalari, balki butun galaktikalar tizimi ekanligi aniqlandi.

Tuzilishi

Agar Metagalaktika moddasining o'rtacha zichligini oladigan bo'lsak, u 10 -31 – 10 -32 g/sm 3 bo'ladi. Albatta, barcha bo'shliqlar bir xil emas, sezilarli darajada heterojenlik mavjud va bo'shliqlar ham mavjud. Ayrim galaktikalar tizimlarga guruhlangan. Ular ikki yoki undan ko'p, yuzlab, minglab va hatto o'n minglab galaktikalar bo'lishi mumkin. Bunday superklasterlar bulutlar deb ataladi. Masalan, Somon yo'li va boshqa o'nlab galaktikalar ulkan bulutning bir qismi bo'lgan mahalliy guruhga kiradi. Bu bulutning markaziy qismi bir necha ming galaktikalar klasteridan iborat yadrodir. Coma Berenices va Virgo yulduz turkumlarida joylashgan bu shakllanish bizdan atigi 40 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Ammo metagalaktikaning tuzilishi haqida juda kam narsa ma'lum. Xuddi shu narsa uning shakli va o'lchamiga ham tegishli. Aniq narsa shundaki, galaktikalarning hech qanday yo'nalishda tarqalish zichligi pasaymaydi. Bu bizning koinotimiz uchun chegaralar yo'qligini ko'rsatadi. Yoki tadqiqot qilinadigan hudud yetarlicha katta emas. Aslida, Metagalaktikaning tuzilishi asal chuquriga o'xshaydi va ularning hujayralarining o'lchamlari 100 - 300 million yorug'lik yili. Asal qoliplarining ichki bo'shliqlari - bo'shliqlar- deyarli bo'sh va galaktika klasterlarining klasterlari devorlar bo'ylab joylashgan.

Uning o'lchamlari qanday

Biz bilib olganimizdek, metagalaktika biz o'rgana oladigan koinotdir. U paydo bo'lgandan keyin (Katta portlashdan keyin) darhol kengayishni boshladi. Portlashdan keyin uning chegaralari relikt nurlanish, oxirgi tarqalish yuzasi bilan belgilanadi. Oxirgi tarqalish yuzasi - bugungi CMB fotonlari ionlangan materiya tomonidan oxirgi marta tarqalgan kosmosning uzoq mintaqasi, endi Yerdan sharsimon qobiq sifatida paydo bo'ladi. Bu sirtdan yaqinroq bo'lganida, koinot allaqachon radiatsiya uchun shaffof edi. Sirt cheklangan qalinlikka ega bo'lsa-da, u nisbatan keskin chegaradir. kuzatishning eng uzoq ob'ekti hisoblanadi.

Metagalaktika chegaralaridan tashqarida bizning koinotimizning Katta portlashi natijalaridan mustaqil ravishda paydo bo'lgan ob'ektlar mavjud bo'lib, ular haqida deyarli hech narsa ma'lum emas.

O'ta uzoq ob'ektlargacha bo'lgan masofalar

Eng uzoqdagi ob'ekt - kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining so'nggi o'lchovlari taxminan 14 milliard parsek qiymatini berdi. Bunday o'lchamlar barcha yo'nalishlarda olingan, shundan kelib chiqadiki, metagalaktika, ehtimol, to'p shakliga ega. Va bu to'pning diametri deyarli 93 milliard yorug'lik yili. Agar uning hajmini hisoblab chiqsak, taxminan 11,5 trln. Mpk 3. Ammo ma'lumki, Olamning o'zi kuzatish chegaralaridan ancha kengroqdir. Topilgan eng uzoq galaktika UDFj-39546284. U faqat infraqizil diapazonda ko'rinadi. U bizdan 13,2 milliard yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan bo'lib, u koinotning yoshi atigi 480 million yil bo'lgan paytdagi ko'rinishda namoyon bo'ladi.