Портал сайт – это информационный ресурс, на котором Вы сможете получить много полезных и интересных знаний, связанных с Космосом. В первую очередь речь пойдет о нашей и других Вселенных, о небесных телах, черных дырах и явлениях в недрах космического пространства.
Совокупность всего существующего, материи, отдельных частиц и пространства между этими частицами называют Вселенной. По представлениям ученых и астрологов, возраст Вселенной составляет примерно 14 миллиардов лет. По размерам видимая часть Вселенной занимает около 14 млрд световых лет. А некоторые утверждают, что Вселенная простирается на 90 миллиардов световых лет. Для большего удобства в подсчетах подобных расстояний принято применять величину парсек. Один парсек равен 3,2616 световых лет, то есть парсек – это расстояние, по которому средний радиус орбиты Земли просматривается под углом одной угловой секунды.
Вооружившись данными показателями, можно подсчитать космическое расстояние от одного объекта к другому. К примеру, расстояние от нашей планеты до Луны составляет 300000 км, или 1 световая секунда. Следовательно, до Солнца это расстояние увеличивается до 8,31 световых минут.
Всю свою историю люди пытались разгадать загадки, связанные с Космосом и Вселенной. В статьях портала сайт Вы сможете узнать не только о Вселенной, но и о современных научных подходах к ее изучению. Весь материал опирается на самые передовые теории и факты.
Следует заметить, что во Вселенную входит большое число известных людям различных объектов. Самые широко известные среди них – это планеты, звезды, спутники, черные дыры, астероиды и кометы. О планетах на данный момент понятно больше всего, поскольку на одной из них мы живем. У некоторых планет есть собственные спутники. Так, у Земли есть свой спутник – Луна. Помимо нашей планеты, есть еще 8, которые вращаются вокруг Солнца.
В Космосе много звезд, но каждая из них не похожа друг на друга. Они имеют разные температуры, размеры и яркость. Поскольку все звезды разнятся, их классифицируют следующим образом:
Белые карлики;
Гиганты;
Сверхгиганты;
Нейтронные звезды;
Квазары;
Пульсары.
Самое плотное известное нам вещество – это свинец. В некоторых планетах плотность их же вещества может в тысячи раз превосходить плотность свинца, что ставит перед учеными много вопросов.
Все планеты вращаются вокруг Солнца, но оно также не стоит на месте. Звезды могут собираться в скопления, которые, в свою очередь, также вращаются вокруг пока не известного нам центра. Эти скопления называются галактиками. Наша галактика называется Млечный путь. Все проведенные исследования на данный момент говорят, что большая часть материи, которую создают галактики, пока что для человека невидима. Из-за этого ее назвали темной материей.
Самыми интересными считаются центры галактик. Некоторые астрономы считают, что возможным центром галактики является Черная дыра. Это уникальное явление, образовавшееся в результате эволюции звезды. Но пока все это лишь теории. Проведение экспериментов или исследование подобных явлений пока что невозможно.
Помимо галактик, во Вселенной присутствуют туманности (состоящие из газа, пыли и плазмы межзвездные облака), реликтовое излучение, которые пронизывают все пространство Вселенной, и многие другие малоизвестные и даже неизвестные вообще объекты.
Кругооборот эфира Вселенной
Симметрия и равновесие материальных явлений – это главный принцип структурной организации и взаимодействия в природе. Причем во всех формах: звездной плазмы и вещества, мирового и высвобожденного эфиров. Вся суть таких явлений состоит в их взаимодействиях и превращениях, большинство из которых представлены невидимым эфиром. Его еще именуют реликтовым излучением. Это микроволновое космическое фоновое излучение, имеющее температуру 2,7 К. Бытует мнение, что именно этот колеблющийся эфир и является первоосновой для всего наполняющего Вселенную. Анизотропия распределения эфира связана с направлениями и интенсивностью его перемещения в разных областях невидимого и видимого пространства. Вся трудность изучения и исследования вполне сопоставима с трудностями изучения турбулентных процессов в газах, плазмах и жидкостях материй.
Почему многие ученые считают, что Вселенная многомерная?
После проведения экспериментов в лабораториях и в самом Космосе были получены данные, из которых можно предположить, что мы живем во Вселенной, в которой размещение любого объекта можно охарактеризовать временем и тремя пространственными координатами. Из-за этого возникает предположение, что Вселенная четырехмерная. Однако некоторые ученые, разрабатывая теории элементарных частиц и квантовой гравитации, возможно, придут к мнению, что существование большого количества измерений просто необходимо. Некоторые модели Вселенной не исключают такого их количества, как 11 измерений.
Следует учесть, что существование многомерной Вселенной возможно при высокоэнергетических явлениях – черные дыры, большой взрыв, барстеры. По крайней мере, это одна из идей ведущих космологов.
Модель расширяющейся Вселенной базируется на общей теории относительности. Ее предложили для адекватного объяснения структуры красного смещения. Расширение началось в одно время с Большим взрывом. Ее состояние иллюстрирует поверхность надутого резинового шарика, на который нанесли точки – внегалактические объекты. Когда такой шарик надувается, все его точки удаляются друг от друга независимо от положения. По теории Вселенная может либо расширяться бесконечно, либо сжаться.
Барионная асимметрия Вселенной
Наблюдаемое во Вселенной значительное увеличение количества элементарных частиц над всем числом античастиц называется барионной асимметрией. К барионам относят нейтроны, протоны и еще некоторые короткоживущие элементарные частицы. Данная диспропорция получилась в эру аннигиляции, а именно через три секунды после Большого взрыва. До этого момента количество барионов и антибарионов соответствовало друг другу. Во время массовой аннигиляции элементарных античастиц и частиц большая их часть объединилась в пары и исчезла, тем самым породив электромагнитное излучение.
Возраст Вселенной на портале сайт
Ученые современности считают, что нашей Вселенной примерно 16 миллиардов лет. По подсчетам минимальный возраст может быть 12-15 миллиардов лет. Минимум отталкивается от самых старых в нашей Галактике звезд. Реальный ее возраст определить можно, только лишь при помощи закона Хаббла, но реальный не значит точный.
Горизонт видимости
Сфера с равным расстоянию радиусом, которое свет проходит за все время существования Вселенной, называется его горизонтом видимости. Существование горизонта прямо пропорционально связано с расширением и сжатием Вселенной. Согласно космологической модели Фридмана, расширяться Вселенная начала от сингулярного расстояния примерно 15-20 миллиардов лет назад. За все время свет проходит в расширяющейся Вселенной остаточное расстояние, а именно 109 световых лет. Из-за этого каждый наблюдатель момента t0 после начала процесса расширения может обозревать лишь небольшую часть, ограниченную сферой, имеющую именно в этот момент радиус I. Те тела и объекты, которые в этот момент находятся за этой границей, в принципе, не наблюдаемы. Отбиваемый от них свет попросту не успевает добраться до наблюдателя. Это невозможно, даже если свет вышел в момент начала процесса расширения.
Из-за поглощения и рассеивания в ранней Вселенной, с учетом большой плотности, фотоны не могли распространяться в свободном направлении. Поэтому наблюдатель способен зафиксировать только то излучение, которое появилось в эпоху прозрачной для излучения Вселенной. Данная эпоха определяется временем т»300 000 лет, плотностью вещества r»10-20 г/см3 и моментом рекомбинации водорода. Из всего вышесказанного следует, что чем ближе в галактике находится источник, тем большим для него будет значение красного смещения.
Большой взрыв
Момент возникновения Вселенной называют Большим взрывом. Данная концепция стоит на том, что изначально была точка (точка сингулярности), в которой присутствовала вся энергия и все вещество. Основой характеристики принято считать большую плотность материи. Что было до этой сингулярности – неизвестно.
Относительно событий и условий, которые происходили к наступлению момента 5*10-44 секунды (момент окончания 1-го кванта времени), никакой точной информации нет. В физическом отношении той эры можно лишь предположить, что тогда температура составляла примерно 1,3*1032 градуса с плотностью материи примерно 1096 кг/м 3 . Эти значения предельны для применения существующих идей. Они появляются благодаря соотношению гравитационной постоянной, скорости света, постоянных Больцмана и Планка и именуются как «планковские».
Те события, которые связаны с 5*10-44 по 10-36 секунды, отражают модель «инфляционной Вселенной». Момент 10-36 секунды относят к модели «горячей Вселенной».
В период с 1-3 по 100-120 секунд образовались ядра гелия и небольшое количество ядер остальных легких химических элементов. С этого момента в газе начало устанавливаться соотношение – водорода 78%, гелия 22%. До одного миллиона лет температура во Вселенной начала понижаться до 3000-45000 К, началась эра рекомбинации. Прежде свободные электроны начали объединяться с легкими протонами и атомными ядрами. Начали появляться атомы гелия, водорода и малое количество атомов лития. Стало прозрачным вещество, а излучение, которое наблюдается до сих пор, отсоединилось от него.
Следующий миллиард лет существования Вселенной отметился понижением температуры от 3000-45000 К до показателя в 300 К. Этот период для Вселенной ученые назвали «Темным возрастом» из-за того, что еще не появилось никаких источников электромагнитного излучения. В этот же период неоднородности смеси первоначальных газов уплотнялись благодаря воздействию гравитационных сил. Смоделировав на компьютере эти процессы, астрономы увидели, что это необратимо приводило к появлению звезд-гигантов, превышающих массу Солнца в миллионы раз. По причине такой большой массы эти звезды нагревались до немыслимо высоких температур и эволюционировали за период десятков миллионов лет, после чего они взрывались как сверхновые. Нагреваясь до больших температур, поверхности таких звезд создавали сильные потоки ультрафиолетового излучения. Таким образом, наступил период переионизации. Плазма, которая образовалась в результате таких явлений, начинала сильно рассеивать электромагнитное излучение в его спектральных коротковолновых диапазонах. В некотором смысле Вселенная начала погружаться в густой туман.
Эти огромные звезды стали первыми во Вселенной источниками химических элементов, которые намного тяжелее за литий. Начали формироваться космические объекты 2-го поколения, в которых содержались ядра этих атомов. Эти звезды начали создаваться из смесей тяжелых атомов. Произошла повторного типа рекомбинация большей части атомов межгалактического и межзвездного газов, что, в свою очередь, привело к новой прозрачности пространства для электромагнитного излучения. Вселенная стала именно такой, которую мы можем наблюдать сейчас.
Наблюдаемая структура Вселенной на портале сайт
Наблюдаемая часть пространственно неоднородна. Большинство скоплений галактик и отдельных галактик формируют ее ячеистую или сотовую структуру. Они конструируют стенки ячеек, которые имеют толщину в пару мегапарсек. Эти ячейки называют «войдами». Они характеризуются большим размером, в десятки мегапарсек, и при этом в них нет вещества с электромагнитным излучением. На долю «войд» припадает около 50% всего объема Вселенной.
17:45 23/06/20160 👁 1 360
Масштабы космоса сложно представить и еще сложнее - точно определить. Но благодаря гениальным догадками физиков, мы думаем, что хорошо представляем, насколько велик космос. «Давайте прогуляемся по », - такое приглашение сделал американский астроном Харлоу Шепли перед аудиторией в Вашингтоне, округ Колумбия, в 1920 году. Он принимал участие в так называемой Большой Дискуссии, посвященной масштабам Вселенной, вместе с коллегой Хибером Кертисом.
Шепли полагал, что наша галактика была 300 000 в поперечнике. Это в три раза больше, чем думают сейчас, но для того времени измерения были вполне неплохие. В частности, он рассчитал в целом правильные пропорциональные расстояния в пределах Млечного Пути - положение нашего относительно центра , к примеру.
В начале 20 века, впрочем, 300 000 световых лет казались многим современникам Шепли каким-то абсурдно большим числом. А мысль о том, что другие вроде Млечного Пути - которые были видны в - были такими же большими, вообще не принимали всерьез.
Да и сам Шепли считал, что Млечный Путь должен быть особенным. «Даже если спирали представлены , они не сравнимы по размеру с нашей звездной системой», говорил он своим слушателям.
Кертис не согласился. Он думал, и это было правильно, что во Вселенной было много других галактик, разбросанных подобно нашей. Но его отправной точкой было допущение, что Млечный Путь был намного меньше, чем подсчитал Шепли. По расчетам Кертиса, Млечный Путь был всего 30 000 световых лет в диаметре - или в три раза меньше, чем показывают современные расчеты.
В три раза больше, в три раза меньше - речь идет о таких огромных расстояниях, что вполне понятно, что астрономы, размышлявшие на эту тему сто лет назад, могли так ошибаться.
Сегодня мы достаточно уверены, что Млечный Путь где-то между 100 000 и 150 000 световым годами в поперечнике. Наблюдаемая Вселенная, конечно, намнооооооого больше. Полагают, что ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет. Но с чего такая уверенность? Как вообще можно измерить что-то такое с ?
С тех пор, как Коперник заявил, что Земля не является центром , мы всегда с трудом переписывали наши представления о том, чем является Вселенной - и особенно насколько большой она может быть. Даже сегодня, как мы увидим, мы собираем новые свидетельства касательно того, что целая Вселенная может быть гораздо больше, чем мы думали недавно.
Кейтлин Кейси, астроном из Университета штата Техас в Остине, изучает Вселенную. Она говорит, что астрономы разработали набор хитроумных инструментов и систем измерения, чтобы подсчитать не только расстояние от Земли до других тел в нашей Солнечной системе, но и пропасти между галактиками и даже до самого конца наблюдаемой Вселенной.
Шаги к измерению всего этого проходят через шкалу расстояний в астрономии. Первая ступень этой шкалы довольно проста и в наши дни полагается на современные технологии.
«Мы можем просто отразить радиоволны от ближайших в Солнечной системе, вроде и , и измерить время, которое понадобится этим волнам, чтоб вернуться на Землю, - говорит Кейси. - Измерения, таким образом, будут очень точными».
Большие радиотелескопы вроде в Пуэрто-Рико могут делать эту работу - но они также способны на большее. Аресибо, например, может обнаруживать , летающие вокруг нашей Солнечной системы и даже создавать их изображения, в зависимости от того, как радиоволны отражаются от поверхности астероида.
Но использовать радиоволны для измерения расстояний за пределами нашей Солнечной системы непрактично. Следующая ступень в этой космической шкале - это измерение параллакса. Мы делаем это постоянно, даже не осознавая. Люди, как и многие животные, интуитивно понимают расстояние между собой и объектами, благодаря тому, что у нас есть два глаза.
Если вы держите объект перед собой - руку, например - и смотрите на него одним открытым глазом, а затем переключаетесь на другой глаз, вы видите, как ваша рука слегка сдвигается. Это называется параллаксом. Разницу между этими двумя наблюдениями можно использовать для определения расстояния до объекта.
Наш мозг делает это естественным образом с информацией из обоих глаз, и астрономы делают то же самое с ближайшими звездами, только используют другие органы чувств: телескопы.
Представьте, что в космосе плавает два глаза, по обе стороны от нашего Солнца. Благодаря орбите Земли, у нас имеются эти глаза, и мы можем наблюдать смещение звезд относительно объектов на фоне, используя этот метод.
«Мы измеряем положение звезд в небе, скажем, в январе, а потом ждем шесть месяцев и измеряем положение тех же звезд в июле, когда оказываемся по другую сторону Солнца», говорит Кейси.
Тем не менее есть порог, за которым объекты уже так далеки - около 100 световых лет - что наблюдаемое смещение слишком малое, чтобы обеспечить полезный расчет. На этом расстоянии мы все еще будем далеки от края нашей собственной галактики.
Следующий шаг - установка по главной последовательности. Он опирается на наше знание того, как звезды определенного размера - известные как звезды главной последовательности - развиваются с течением времени.
Во-первых, они меняют цвет, с возрастом становясь краснее. Точно измеряя их цвет и яркость, а после сравнивая это с тем, что известно о расстоянии до звезд главной последовательности, которые измеряются методом тригонометрического параллакса, мы можем оценить положение этих, более далеких звезд.
Принцип, который лежит в основе этих вычислений, заключается в том, что звезды одной массы и возраста будут казаться нам одинаково яркими, если бы находились на одном расстоянии от нас. Но поскольку зачастую это не так, мы можем использовать разницу в измерениях, чтобы выяснить, как далеки они на самом деле.
Звезды главной последовательности, которые используются для этого анализа, считаются одним из типов «стандартных свечей» - тел, величину которых (или яркость) мы можем посчитать математически. Эти свечи разбросаны по всему космосу и предсказуемо освещают Вселенную. Но звезды главной последовательности не единственные примеры.
Это понимание того, как яркость связана с расстоянием, позволяет нам понимать расстояния до еще более далеких объектов - вроде звезд в других галактиках. Подход как с основной последовательностью уже не будет работать, потому что свет этих звезд - которые в миллионах световых лет от нас, если не больше - трудно точно проанализировать.
Но в 1908 году ученый по имени Генриетта Суон Ливитт из Гарварда осуществила фантастическое открытие, которое помогло нам измерить и эти колоссальные расстояния. Суон Ливитт поняла, что существует особый класс звезд - .
«Она заметила, что определенный тип звезды меняет свою яркость с течением временем, и это изменение яркости, в пульсации этих звезд, напрямую связано с тем, насколько они яркие по своей природе», говорит Кейси.
Другими словами, более яркая звезда класса цефеид будет «пульсировать» медленнее (в течение многих дней), чем более тусклая цефеида. Поскольку астрономы могут весьма просто измерить пульс цефеиды, они могут сказать, насколько яркая звезда. Затем, наблюдая за тем, насколько яркой она кажется нам, они могут рассчитать расстояние до нее.
Этот принцип аналогичен подходу с главной последовательностью в том смысле, что ключевой является яркость. Однако важно то, что расстояние можно измерить различными способами. И чем больше способов измерения расстояний у нас есть, тем лучше мы можем понять истинный масштаб наших космических задворок.
Именно открытие таких звезд в нашей собственной галактике убедило Харлоу Шепли в ее большом размере.
В начале 1920-х годов Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в ближайшей к нам и заключил, что она всего в миллионе световых лет от нас.
Сегодня, по нашим лучшим оценкам, эта галактика в 2,54 миллиона световых лет от нас. Стало быть, Хаббл ошибался. Но это нисколько не умаляет его заслуг. Потому что мы до сих пор пытаемся рассчитать расстояние до Андромеды. 2,54 миллиона лет - это число, по сути, является результатом относительно недавних расчетов.
Даже сейчас масштаб Вселенной сложно представить. Мы можем его оценивать, и очень хорошо, но, по правде говоря, точно вычислить расстояния между галактиками очень трудно. Вселенная невероятно большая. И нашей галактикой не ограничена.
Хаббл также измерил яркость взрывающихся - типа 1А. Их можно увидеть в довольно далеких галактиках, за миллиарды световых лет от нас. Поскольку яркость эти вычислений можно рассчитать, мы можем определить, насколько они далеки, как мы это сделали с цефеидами. Сверхновые типа 1А и цефеиды - примеры того, что астрономы называют стандартными свечами.
Есть еще одна особенность Вселенной, которая может помочь нам измерить действительно большие расстояния. Это красное смещение.
Если сирена кареты скорой помощи или полицейского автомобиля когда-нибудь проносилась мимо вас, вы знакомы с эффектом Доплера. Когда скорая приближается, сирена звучит пронзительнее, а когда удаляется, сирена снова стихает.
То же самое происходит с волнами света, только в мелких масштабах. Мы можем зафиксировать это изменение, анализируя спектр света удаленных тел. В этом спектре будут темные линии, поскольку отдельные цвета поглощаются элементами в источнике света и вокруг него - поверхности звезд, например.
Чем дальше объекты от нас, тем дальше в сторону красного конца спектра будут смещаться эти линии. И это не только потому что объекты далеки от нас, а потому что они еще и удаляются от нас с течением времени, благодаря расширению Вселенной. И наблюдение красного смещения света далеких галактик, собственно, предоставляет нам доказательство того, что Вселенная действительно расширяется.
НОВЫЕ СТАТЬИ
Новые комментарии
Опрос
Нужно ли нам посылать сигналы в космос с координатами Земли?
В космологии до сих пор нет четкого ответа на вопрос, который затрагивает возраст, форму и размеры Вселенной, а также нет единого мнения о ее конечности. Поскольку, если Вселенная конечна, то она должна либо сжиматься, либо расширяться. В том случае, если она бесконечна, многие предположения теряют смысл.
Еще в 1744 году астроном Ж.Ф. Шезо первый усомнился в том, что Вселенная
Бесконечна: ведь если количество звезд не имеет границ, то почему не сверкает небо и почему оно темное? В 1823 году Г. Олбес аргументировал наличие границ Вселенной тем, что свет, идущий к Земле от далеких звезд, должен становиться более слабым из-за поглощения веществом, которое находится на их пути. Но в таком случае сама эта субстанция должна нагреваться и светиться не хуже любой звезды. нашло свое подтверждение в современной науке, которая утверждает, что вакуум и есть «ничто», но вместе с тем он обладает реальными физическими свойствами. Конечно, поглощение вакуумом приводит к повышению его температуры, следствием чего являются тот факт, что вакуум становится вторичным источником излучения. Поэтому в том случае, если действительно размеры Вселенной бесконечны, то свет звезд, которые достигли предельного расстояния, имеет настолько сильное красное смещение, что начинает сливаться с фоновым (вторичным) излучением вакуума.
Вместе с тем, можно говорить, что наблюдаемой человечеством, конечны, поскольку конечна и сама Расстояние в 24 Гигапарсекса является границей светового космического горизонта. Однако из-за того, что увеличивается, конец Вселенной находится на расстоянии 93 миллиардов
Наиболее важным результатом космологии явился факт расширения Вселенной. Он был получен при наблюдениях за красным смещением и затем получил количественную оценку в соответствии с законом Хаббла. Это привело ученых к выводам, что теория Большого взрыва находит свои подтверждения. По данным НАСА,
которые были получены с помощью WMAP, начиная от момента Большого взрыва, равняется 13.7 миллиарда лет. Однако данный результат возможен только в том случае, если предположить, что та модель, которая лежит в основе анализа, корректна. При использовании других методов оценки получаются совершенно другие данные.
Затрагивая устройство Вселенной, нельзя не сказать и о ее форме. До сих пор не найдена та трехмерная фигура, которая бы наилучшим образом представила ее образ. Данная сложность связана с тем, что до сих пор точно не известно, плоская ли Вселенная. Второй аспект связан с тем, что доподлинно не известно о множественной соединенности ее. Соответственно, если размеры Вселенной пространственно ограничены, то при движении по прямой линии и в любом направлении можно оказаться в исходной точке.
Как мы видим, технический прогресс еще не достиг того уровня, чтобы точно ответить на вопросы, касающиеся возраста, устройства и размеров Вселенной. До сих пор многие теории в космологии не нашли своего подтверждения, но и не были опровергнуты.
Вы, наверное, думаете, что вселенная бесконечна? Может быть и так. Вряд ли мы когда-нибудь узнаем об этом точно. Охватить взглядом всю нашу вселенную целиком не получится. Во-первых, данный факт вытекает из концепции «большого взрыва», которая утверждает, что у вселенной имеется свой, так сказать, день рождения, а, во-вторых, из постулата о том, что скорость света — фундаментальная постоянная. К настоящему времени наблюдаемая часть вселенной, возраст которой составляет 13,8 миллиардов лет, расширилась во всех направлениях на расстояние 46,1 миллиардов световых лет. Возникает вопрос: каковы были размеры вселенной тогда, 13,8 миллиардов лет назад? Этот вопрос нам задал некто Джо Маскарелла (Joe Muscarella). Вот что он пишет:
«Мне встречались разные ответы на вопрос о том, каковы были размеры нашей вселенной вскоре после того, как закончился период космической инфляции (космическая инфляция — фаза, предшествовавшая Большому взрыву, — прим. пер.). В одном источнике указано — 0,77 сантиметров, в другом — размер с футбольный мяч, а в третьем — больше, чем размеры наблюдаемой вселенной. Так который же из них? А может быть какой-то промежуточный?»
Контекст
Большой взрыв и «черная дыра»
Die Welt 27.02.2015Как Вселенная сотворила человека
Nautilus 27.01.2015 Кстати, минувший год как раз дает нам повод, чтобы поговорить и об Эйнштейне, и о сущности пространства-времени, ведь в прошедшем году мы отпраздновали столетний юбилей общей теории относительности. Итак, давайте поговорим о вселенной.Когда мы через телескоп наблюдаем за отдаленными галактиками, то можем определить некоторые их параметры, например, следующие:
— красное смещение (т.е. насколько испускаемый ими свет сместился по отношению к инерциальной системе отсчета);
— яркость объекта (т.е. измерить количество света, излучаемого удаленным объектом);
— угловой радиус объекта.
Эти параметры очень важны, поскольку если известна скорость света (один из немногих параметров, который нам известен), а также яркость и размеры наблюдаемого объекта (эти параметры нам тоже известны), то можно определить расстояние до самого объекта.
На деле приходится довольствоваться лишь приблизительными характеристиками яркости объекта и его размерами. Если астроном наблюдает в какой-нибудь далекой галактике вспышку сверхновой, то для измерения ее яркости используются соответствующие параметры других сверхновых, расположенных по соседству; мы предполагаем, что условия, в которых эти сверхновые вспыхнули, сходны, а между наблюдателем и космическим объектом нет никаких помех. Астрономы выделяют следующие три вида факторов, обуславливающих наблюдение за звездой: звездная эволюция (различие объектов в зависимости от их возраста и удаленности), экзогенный фактор (если реальные координаты наблюдаемых объектов значительно отличаются от гипотетических) и фактор помех (если, например, на прохождение света оказывают влияние помехи, вроде пыли) — и это все помимо прочих, нам не известных факторов.
Измерив яркость (или размеры) наблюдаемого объекта, с помощью соотношения «яркость/ расстояние» можно определить удаленность объекта от наблюдателя. Более того, по характеристике красного смещения объекта можно определить масштабы расширения вселенной за то время, в течение которого свет от объекта достигает Земли. Используя соотношение между материей-энергией и пространством-временем, о которых говорит общая теория относительности Эйнштейна, можно рассматривать всевозможные комбинации различных форм материи и энергии, имеющиеся на данный момент во вселенной.
Но это еще не все!
Если известно, из каких частей состоит вселенная, то с помощью экстраполяции можно определить ее размеры, а также узнать о том, что происходило на любом из этапов эволюции вселенной, и о том, какова была на тот момент плотность энергии. Как известно, вселенная состоит из следующих составных частей:
— 0,01% — излучение (фотоны);
— 0,1% — нейтрино (более тяжелые, чем фотоны, однако в миллион раз легче электронов);
— 4,9% — обычная материя, включая планеты, звезды, галактики, газ, пыль, плазму и черные дыры;
— 27% — темная материя, т.е. такой ее вид, который участвует в гравитационном взаимодействии, но отличается от всех частиц Стандартной модели;
— 68% — темная энергия, обуславливающая расширение вселенной.
Как видим, темная энергия — штука важная, ее открыли совсем недавно. Первые девять миллиардов лет своей истории вселенная состояла в основном из материи (в виде комбинации материи обычной и материи темной). Однако на протяжении первых нескольких тысячелетий излучение (в виде фотонов и нейтрино) представляло собой еще более важный строительный материал, чем материя!
Обратите внимание, что каждая из этих составных частей вселенной (т.е. излучение, материя и темная энергия) по-разному влияют на скорость ее расширения. Даже если мы знаем, что протяженность вселенной составляет 46,1 миллиардов световых лет, мы должны знать точную комбинацию составляющих ее элементов на каждом этапе ее эволюции для того, чтобы рассчитать размеры вселенной в любой момент времени в прошлом.
— когда вселенной исполнилось примерно три года, диаметр Млечного Пути составлял сто тысяч световых лет;
— когда вселенной исполнился один год, она была намного более горячей и плотной, чем сейчас; средняя температура превышала два миллиона градусов по Кельвину;
— через одну секунду после своего рождения, вселенная была слишком горячей, чтобы в ней могли сформироваться стабильные ядра; в тот момент протоны и нейтроны плавали в море горячей плазмы. Кроме того, в то время радиус вселенной (если в качестве центра круга взять Солнце) был таким, что в описанный круг могли бы поместиться всего лишь семь из всех ныне существующих ближайших к нам звездных систем, самой отдаленной из которых стала бы Ross 154 (Ross 154 — звезда в созвездии Стрельца, расстояние 9,69 световых лет от Солнца — прим. пер.);
— когда возраст вселенной составлял всего одну триллионную секунды, ее радиус не превышал расстояния от Земли до Солнца; в ту эпоху скорость расширения вселенной была в 1029 раз больше, чем сейчас.
При желании можно посмотреть, что происходило на заключительном этапе инфляции, т.е. непосредственно перед Большим взрывом. Для описания состояния вселенной на самой ранней стадии ее рождения можно было бы использовать гипотезу о сингулярности, но благодаря гипотезе об инфляции нужда в сингулярности полностью отпадает. Вместо сингулярности мы говорим об очень быстром расширении вселенной (т.е. об инфляции), происходившем в течение некоторого времени, прежде чем возникло горячее и плотное расширение, которое положило начало нынешней вселенной. Теперь перейдем к заключительному этапу инфляции вселенной (временной интервал между 10 в минус 30 — 10 в минус 35 секундами). Давайте посмотрим, каковы были размеры вселенной в тот момент, когда инфляция прекратилась и произошел большой взрыв.
Здесь мы говорим о наблюдаемой части вселенной. Истинный ее размер, безусловно, намного больше, но мы не знаем, насколько. При самом наилучшем приближении (если судить по данным, содержащимся в Слоановском цифровом небесном обзоре (SDSS), и информации, полученной с борта космической обсерватории Планка), если вселенная искривляется и сворачивается, то ее наблюдаемая часть настолько неотличима от «неискривленной», что весь ее радиус должен быть, по крайней мере, в 250 раз больше радиуса наблюдаемой части.
По правде говоря, протяженность вселенной может оказаться даже бесконечной, поскольку то, как она вела себя на раннем этапе инфляции, нам неизвестно за исключением последних долей секунды. Но если говорить о том, что происходило во время инфляции в наблюдаемой части вселенной в самый последний момент (в промежутке между 10 в минус 30 и 10 в минус 35 секундой) перед Большим взрывом, то здесь размер вселенной нам известен: он варьируется между 17 сантиметрами (на 10 в минус 35 секунде) и 168 метрами (на 10 в минус 30 секунде).
Что такое семнадцать сантиметров? Это почти диаметр футбольного мяча. Так что, если вы хотите знать, какой из указанных размеров вселенной ближе всего к реальному, то придерживайтесь этой цифры. А если предположить размеры меньше сантиметра? Этого слишком мало; однако, если учесть ограничения, налагаемые космическим микроволновым излучением, то получится, что расширение вселенной не могло закончиться при столь высоком уровне энергий, а значит и упомянутый выше размер вселенной в самом начале «Большого взрыва» (т.е. размер, не превышающий сантиметр) исключен. Если размеры вселенной превышали нынешние, то в этом случае имеет смысл говорить о существовании ненаблюдаемой ее части (что, наверное, правильно), но у нас нет никаких способов эту часть измерить.
Итак, каковы же были размеры вселенной в момент ее зарождения? Если верить наиболее авторитетным математическим моделям, описывающим стадию инфляции, то получится, что размеры вселенной на момент возникновения будут колебаться где-то в пределах между размером человеческой головы и городским кварталом, застроенным небоскребами. А там, глядишь, пройдет всего каких-нибудь 13,8 миллиарда лет — и появилась та вселенная, в которой мы живем.
Вселенная представляет собой огромное пространство, заполненное туманностями, звездными скоплениями, отдельными звездами, планетами с их спутниками, различными кометами, астероидами и, в конце концов, вакуумом, а также темной материей. Она настолько огромна, что полнота ответа на вопрос о том, насколько именно она большая, к сожалению, ограничена нашим нынешним уровнем развития технологий. Как бы там ни было, понимание размера Вселенной подразумевает понимание нескольких ключевых факторов. Одним из этих факторов, например, является понимание того, как ведет себя космос, а также понимание того, что то, что мы видим, является всего лишь так называемой «наблюдаемой Вселенной». Выяснить истинные размеры Вселенной мы не можем, потому что наши возможности не позволяют нам увидеть ее «край».
Все, что находится за пределами видимой Вселенной, по-прежнему остается для нас загадкой и является предметом бесконечных споров и дискуссий среди астрофизиков всех мастей. Сегодня постараемся простыми словами объяснить то, к чему пришла наука к настоящему моменту времени в вопросах понимания размеров Вселенной, и постараемся ответить на один из самых животрепещущих и сложных вопросов о ее природе. Но сперва давайте рассмотрим базовые принципы того, как ученые определяют расстояние в космосе.
Самым простейшим методом определения расстояния в космосе является использование света. Однако если учесть то, каким образом свет распространяется в пространстве, то следует понимать, что те объекты, которые мы видим с Земли, в космосе необязательно будут выглядеть так же. Ведь для того, чтобы свет от далеких объектов достиг нашей планеты может потребоваться десятки, сотни, тысячи, а то и десятки тысяч лет.
Составляет 300 000 километров в секунду, но для космоса, для такого гигантского пространства, понятие секунды не является идеальной величиной для измерения. В астрономии принято для определения расстояния использовать термин световой год. Один световой год приблизительно эквивалентен расстоянию 9 460 730 472 580 800 метров и дает нам не только представление о расстоянии, но также может говорить о том, какое количество времени потребуется свету объекта для того, чтобы нас достигнуть.
Самым простым примером разницы времени и расстояний является свет Солнца. Среднее расстояние от нас до Солнца составляет около 150 000 000 километров. Допустим, у вас есть подходящий телескоп и защита для глаз, позволяющие вести за Солнцем наблюдение. Суть в том, что все, что вы будете видеть в телескоп, на самом деле происходило с Солнцем 8 минут назад (именно столько требуется свету, чтобы добрать до Земли). Свет Проксимы Центавра? Дойдет до нас только через четыре года. Или взять хотя бы такую крупную звезду, как Бетельгейзе, собирающуюся стать в скором времени сверхновой. Даже если бы это событие произошло сейчас, мы узнали бы о нем не раньше середины 27 века!
Свет и его свойства сыграли ключевую роль в понимании нами того, насколько огромна Вселенная. В настоящий момент наши возможности позволяют нам заглянуть примерно на 46 миллиардов световых лет наблюдаемой Вселенной. Каким образом? Все благодаря используемой физиками и астрономами шкалы расстояний в астрономии.
Шкала расстояний
Телескопы являются лишь одним из инструментов для измерения космических расстояний и не всегда способны справится с этим заданием: чем дальше находится объект, расстояние до которого мы хотим измерить, тем сложнее это сделать. Радиотелескопы отлично подходят для измерения расстояний и проведения наблюдений лишь внутри нашей Солнечной системы. Они действительно способны предоставлять очень точные данные. Но стоит только направить их взор за пределы Солнечной системы, как их эффективность резко сокращается. Ввиду всех этих проблем астрономы решили прибегнуть к другому методу измерения расстояния — параллаксу.
Что такое параллакс? Объясним на простом примере. Закройте сначала один глаз и посмотрите на какой-нибудь объект, а затем закройте другой глаз и посмотрите снова на этот же объект. Заметили небольшое «изменение в положении» объекта? Этот «сдвиг» и называется параллаксом, методом, который используется для определения расстояния в космосе. Метод отлично работает, когда речь идет о звездах, находящихся в относительной близости от нас — примерно в радиусе 100 световых лет. Но когда и этот метод становится малоэффективным, ученые прибегают к другим.
Следующий способ определения расстояния носит название «метод главной последовательности». Он основан на наших знаниях о том, как со временем изменяются звезды определенных размеров. Сначала ученые определяют яркость и цвет звезды, а затем сравнивают показатели с ближайшими звездами, обладающими аналогичными характеристиками, выводя на основе этих данных приблизительное расстояние. Опять же, данный метод весьма ограничен и работает только в случае звезд, принадлежащих нашей галактике, или тех, которые находятся в радиусе 100 000 световых лет.
Чтобы заглянуть дальше, астрономы полагаются на метод измерения по цефеидам. Он основан на открытии американского астронома Генриетты Суон Ливитт, которая обнаружила зависимость между периодом изменения блеска и светимостью звезды. Благодаря этому методы многие астрономы смогли высчитать расстояния до звезд не только внутри нашей галактики, но и за ее пределами. В некоторых случаях речь идет о дистанциях в 10 миллионов световых лет.
И все же к вопросу размеров Вселенной мы пока не приблизились ни на йоту. Поэтому переходим к ультимативному средству измерений, основанному на принципе красного сдвига (или красного смещения). Суть красного смещения аналогична принципу работы эффекта Доплера. Вспомните железнодорожный переезд. Никогда не замечали, как звучание гудка поезда изменяется в зависимости от расстояния, усиливаясь при приближении и становясь тише при отдалении?
Свет работает примерно так же. Посмотрите на спектрограмму выше, видите черные линии? Они указывают на границы поглощения цвета химическими элементами, находящимися внутри и вокруг источника света. Чем больше сдвинуты линии к красной части спектра — тем дальше объект находится от нас. На основе подобных спектрограмм ученые также определяют то, насколько быстро объект двигается от нас.
Так мы плавно и подобрались к нашему ответу. Большая часть света, подвергшаяся красному смещению, принадлежит галактикам, возраст которых около 13,8 миллиарда лет.
Возраст — не главное
Если после прочтенного вы пришли к выводу, что радиус наблюдаемой нами Вселенной составляет всего 13,8 миллиарда световых лет, то вы не учли одной важной детали. Все дело в том, что на протяжении этих 13,8 миллиарда лет после Большого взрыва Вселенная продолжала расширяться. Другими словами, это означает, что реальный размер нашей Вселенной гораздо больше, чем указано в наших изначальных измерениях.
Поэтому для того, чтобы узнать реальный размер Вселенной, необходимо принять во внимание еще один показатель, а именно то, насколько быстро Вселенная расширялась со времен Большого взрыва. Физики говорят, что наконец смогли вывести нужные цифры и уверены в том, что радиус видимой Вселенной в настоящий момент составляет около 46,5 миллиарда световых лет.
Правда, стоит также отметить, что эти подсчеты основаны лишь на том, что мы сами можем видеть. Точнее способны разглядеть в глубине космоса. Эти подсчеты не отвечают на вопрос истинного размера Вселенной. Кроме того, ученых заставляет задуматься некоторое несоответствие, согласно которому более удаленные от нас галактики в нашей Вселенной слишком хорошо сформированы, чтобы можно было считать, что они появились сразу после Большого взрыва. Для такого уровня развития потребовалось гораздо больше времени.
Возможно, мы просто не все видим?
Необъяснимый факт, указанный выше, открывает целый ряд новых проблем. Некоторые ученые постарались посчитать, сколько потребовалось бы времени для развития этих полностью сформированных галактик. Например, оксфордские ученые пришли к выводу, что размер всей Вселенной может быть в 250 раз больше наблюдаемой.
Мы действительно способны измерить расстояния до объектов в пределах наблюдаемой Вселенной, но то, что находится за этой гранью, нам не известно. Конечно же, никто не говорит, что ученые не пытаются это выяснить, но, как уже говорилось выше, наши возможности ограничены нашим уровнем технического прогресса. Кроме того, не стоит также сразу отбрасывать предположение о том, что ученые, возможно, так никогда и не узнают настоящих размеров всей Вселенной, если учесть все факторы, находящиеся на пути решения этого вопроса.