Univers

Den storskala strukturen til universet slik den ser ut i 2,2 µm infrarød - 1 600 000 galakser registrert i Extended Source Catalog som et resultat av Two Micron All-Sky Survey . Lysstyrken til galakser er vist i farger fra blått (lysest) til rødt (dyst). Den mørke stripen langs diagonalen og kantene på bildet er plasseringen av Melkeveien , hvis støv forstyrrer observasjoner

Universet er et konsept som ikke har en streng definisjon innen astronomi og filosofi ^{[komm. 1]} . Den er delt inn i to fundamentalt forskjellige enheter: spekulativ (filosofisk) og materiell , tilgjengelig for observasjoner på nåværende tidspunkt eller i overskuelig fremtid. Hvis forfatteren skiller mellom disse enhetene, kalles den første, etter tradisjonen, universet, og den andre - det astronomiske universet eller Metagalaxy (dette begrepet har praktisk talt falt ut av bruk nylig).

Historisk sett har forskjellige ord blitt brukt for å referere til "alt rom", inkludert ekvivalenter og varianter fra forskjellige språk, for eksempel " kosmos ", "verden" ^[1] , "himmelsfære". Begrepet "makrokosmos" ^[2] har også blitt brukt, selv om det er ment å definere systemer i stor skala, inkludert deres undersystemer og deler. På samme måte brukes ordet " mikrokosmos " for å referere til systemer i liten skala.

Enhver studie eller observasjon, det være seg en fysikers observasjon av hvordan kjernen til et atom deler seg, et barn som ser på en katt, eller en astronom som observerer en fjern galakse - alt dette er en observasjon av universet, eller rettere sagt, av dets individuelle deler. Disse delene tjener som emne for studier av individuelle vitenskaper, og astronomi og kosmologi er engasjert i universet i størst mulig skala, og til og med universet som helhet ; i dette tilfellet forstås universet enten som en region av verden dekket av observasjoner og romeksperimenter, eller som et objekt for kosmologiske ekstrapoleringer - det fysiske universet som helhet ^[3] .

Emnet for artikkelen er kunnskap om det observerbare universet som helhet: observasjoner , deres teoretiske tolkning og dannelseshistorien .

Blant de entydig tolkede fakta om universets egenskaper, presenterer vi her følgende:

Det vanligste grunnstoffet er hydrogen.	Utvidelsen av universet er lineær opp til z ~ 0,1 med god nøyaktighet .	Relikviebakgrunnen svinger på skalaer av fjerde orden av litenhet.
Bakgrunnstemperaturen avhenger av z .	Tilstedeværelsen av L α -skog i spektrene til fjerne objekter ( kvasarer ) med z > 6 .	Tilstedeværelsen av en sterk inhomogenitet i distribusjonen av galakser på skalaer < 100 Mpc .

De teoretiske forklaringene og beskrivelsene av disse fenomenene er basert på det kosmologiske prinsippet , hvis essens er at observatører, uavhengig av observasjonssted og -retning, i gjennomsnitt oppdager det samme bildet. Teorier selv søker å forklare og beskrive opprinnelsen til kjemiske elementer , utviklingsforløpet og årsaken til ekspansjonen , fremveksten av storskala struktur .

Det første betydelige fremstøtet mot moderne ideer om universet ble gjort av Copernicus. Det nest største bidraget ble gitt av Kepler og Newton. Men virkelig revolusjonerende endringer i vår forståelse av universet fant sted først på 1900-tallet.

Etymologi

Det russiske ordet "univers" er et lån fra Art.  vsel҄enaꙗ ^[4] , som er et sporingspapir fra det eldgamle greske ordet οἰκουμένη ^[5] , fra verbet οἰκέω "Jeg bor, jeg bor" og i den første betydningen ga det bare mening for den bebodde delen av verden. Derfor er det russiske ordet "Universe" relatert til substantivet "oppgjør" og er bare konsonant med det attributive pronomenet "alt". Den mest generelle definisjonen for "universet" blant antikke greske filosofer, som begynner med pytagoreerne , var τὸ πᾶν (alt), som inkluderte både all materie (τὸ ὅλον ) og hele kosmos ( τὸ κενόν ) ^[6] .

Universets ansikt

Ved å representere universet som hele verden rundt, gjør vi det umiddelbart unikt og unikt. Og samtidig fratar vi oss selv muligheten til å beskrive det i form av klassisk mekanikk: på grunn av dets unike kan universet ikke samhandle med noe, det er et system av systemer, og derfor konsepter som masse, form, størrelse miste sin mening i forhold til det. I stedet må man ty til termodynamikkens språk ved å bruke begreper som tetthet , trykk , temperatur , kjemisk sammensetning .

Universutvidelse

Universet ligner imidlertid lite på vanlig gass. Allerede på den største skalaen står vi overfor utvidelsen av universet og reliktbakgrunnen . Naturen til det første fenomenet er gravitasjonsinteraksjonen mellom alle eksisterende objekter. Det er dens utvikling som bestemmer universets fremtid . Det andre fenomenet er en arv fra tidlige epoker, da lyset fra det varme Big Bang praktisk talt sluttet å samhandle med materie, skilt fra det. Nå, på grunn av universets utvidelse, har de fleste fotonene som sendes ut da flyttet seg fra det synlige området til radioområdet for mikrobølger .

Hierarki av skalaer i universet

Når du flytter til vekter mindre enn 100 M pc , avsløres en tydelig cellulær struktur . Inne i cellene er det tomhet - tomrom . Og veggene er dannet av superklynger av galakser . Disse superhopene er det øverste nivået i hele hierarkiet, så er det galaksehoper , deretter lokale grupper av galakser , og det laveste nivået (skala 5 - 200 kpc ) er et stort utvalg av veldig forskjellige objekter. Selvfølgelig er de alle galakser, men de er alle forskjellige: de er linseformede , uregelmessige , elliptiske , spiralformede , med polare ringer,med aktive kjerner osv.

Av disse er det verdt å nevne separat kvasarer, som kjennetegnes av en veldig høy lysstyrke og en så liten vinkelstørrelse at de i flere år etter oppdagelsen ikke kunne skilles fra "punktkilder" - stjerner . Den bolometriske lysstyrken til kvasarer kan nå 10 ⁴⁶  - 10 ⁴⁷ erg/s ^[10] .

Når vi går videre til sammensetningen av galaksen, finner vi: mørk materie , kosmiske stråler , interstellar gass , kulehoper , åpne klynger , dobbeltstjerner , stjernesystemer med høyere mangfold , supermassive sorte hull og sorte hull med stjernemasse, og til slutt, enkeltstjerner av forskjellige populasjoner .

Deres individuelle utvikling og interaksjon med hverandre gir opphav til mange fenomener. Dermed antas det at energikilden for de allerede nevnte kvasarene er akkresjonen av interstellar gass på et supermassivt sentralt sort hull.

Separat er det verdt å nevne gammastråleutbrudd  - dette er plutselige kortsiktige lokaliserte økninger i intensiteten av kosmisk gammastråling med en energi på titalls og hundrevis av keV ^[11] . Fra estimater av avstander til gammastråleutbrudd kan det konkluderes med at energien som sendes ut av dem i gammaområdet når 10 ⁵⁰ erg. Til sammenligning er lysstyrken til hele galaksen i samme område "bare" 10 ³⁸ erg/c. Slike lyse blink er synlige fra de fjerneste hjørnene av universet, så GRB 090423 har en rødforskyvning z = 8,2.

Det mest komplekse komplekset, som inkluderer mange prosesser, er utviklingen av galaksen ^[12] :

I midten av diagrammet presenteres viktige stadier i utviklingen av en stjerne : fra dannelsen til døden. Forløpet deres er lite avhengig av hva som skjer med hele galaksen som helhet. Imidlertid er det totale antallet nydannede stjerner og deres parametere utsatt for betydelig ytre påvirkning. Prosesser hvis skalaer er sammenlignbare med eller større enn størrelsen på galaksen (i diagrammet er dette alle de andre som ikke er inkludert i det sentrale området), endrer den morfologiske strukturen, stjernedannelseshastigheten og dermed hastigheten på kjemisk evolusjon, spekteret til galaksen og så videre.

Observasjoner

Kunstnerisk skildring av det observerbare universet på en logaritmisk skala . I sentrum er solsystemet, deretter vår galakse Melkeveien , nabo- og fjerne galakser, universets storskalastruktur og den kosmiske mikrobølgebakgrunnen . Kanten viser det usynlige plasmaet til Big Bang

Mangfoldet beskrevet ovenfor gir opphav til et helt spekter av problemer av observasjonskarakter. En gruppe kan inkludere studiet av individuelle fenomener og objekter, og disse er:

1. ekspansjonsfenomen. Og for dette må du måle avstander og rødforskyvninger til objekter så langt unna som mulig. Ved nærmere undersøkelse omsettes dette til en hel rekke oppgaver som kalles avstandsskalaen .
2. Relikvie bakgrunn.
3. Individuelle fjerntliggende objekter som kvasarer og gammastråleutbrudd.

Fjerne og gamle objekter avgir lite lys og gigantiske teleskoper er nødvendige, slik som Keck Observatory , VLT , BTA , Hubble og E-ELT og James Webb under bygging . I tillegg trengs spesialiserte verktøy for å fullføre den første oppgaven, som Hipparcos og Gaia .

Som nevnt ligger CMB-strålingen i mikrobølgelengdeområdet, derfor er det nødvendig med radioobservasjoner og helst romteleskoper som WMAP og Planck for å studere den .

De unike egenskapene til gammastråleutbrudd krever ikke bare gammastrålelaboratorier i bane, som SWIFT , men også uvanlige teleskoper - robotteleskoper - hvis synsfelt er større enn de nevnte SDSS -instrumentene , og som er i stand til å observere i automatisk modus . Eksempler på slike systemer er teleskopene til det russiske nettverket " Master " og det russisk-italienske prosjektet Tortora .

De tidligere oppgavene er arbeid med enkeltobjekter. En helt annen tilnærming kreves for:

1. Studie av universets storskalastruktur.
2. Studiet av utviklingen av galakser og prosessene til dens bestanddeler . Det er derfor behov for observasjoner av så gamle gjenstander som mulig og i et så stort antall som mulig.

På den ene siden er det nødvendig med massive undersøkelsesobservasjoner. Dette tvinger bruken av bredfeltteleskoper, slik som de i SDSS-prosjektet. På den annen side kreves detaljering, som med størrelsesordener overstiger behovene til de fleste oppgavene til den forrige gruppen. Og dette er bare mulig ved hjelp av VLBI-observasjoner , med en base i jordens diameter , eller enda mer som Radioastron -eksperimentet .

Separat er det verdt å fremheve søket etter relikvienøytrinoer . For å løse det er det nødvendig å bruke spesielle teleskoper - nøytrinoteleskoper og nøytrino-detektorer - som Baksan-nøytrinoteleskopet , Baikal undervann , IceCube , KATRIN .

En studie av gammastråleutbrudd og den kosmiske bakgrunnen indikerer at bare den optiske delen av spekteret ikke er nok her. Jordens atmosfære har imidlertid bare to vinduer med åpenhet : i radio og optisk rekkevidde, og derfor kan man ikke klare seg uten romobservatorier. Fra de nåværende gir vi her Chandra , Integral , XMM-Newton , Herschel som et eksempel . Spektr-UV , IXO , Spektr-RG , Astrosat og mange andre er under utvikling .

Avstandsskala og kosmologisk rødforskyvning

Avstandsmåling i astronomi er en flertrinnsprosess. Og den største vanskeligheten ligger i det faktum at den beste nøyaktigheten for forskjellige metoder oppnås i forskjellige skalaer. Derfor, for å måle flere og fjernere objekter, brukes en stadig lengre kjede av metoder, som hver er avhengig av resultatene fra den forrige.

Alle disse kjedene er basert på den trigonometriske parallaksemetoden – den grunnleggende, den eneste hvor avstanden måles geometrisk, med minimal involvering av antakelser og empiriske lover. Andre metoder, for det meste, bruker et standard stearinlys for å måle avstand - en kilde med kjent lysstyrke. Og avstanden til den kan beregnes ^[13] :

${\displaystyle D^{2}={\frac {L}{4\pi F)),}$

hvor D er ønsket avstand, L er lysstyrken og F er den målte lysstrømmen.

Trigonometrisk parallaksemetode

Ordning for forekomst av årlig parallakse

Parallakse er vinkelen som skyldes projeksjonen av kilden på himmelsfæren . Det finnes to typer parallakse: årlig og gruppe ^[14] .

Den årlige parallaksen er vinkelen der den gjennomsnittlige radiusen til jordens bane vil være synlig fra stjernens massesenter. På grunn av jordens bevegelse i bane, skifter den tilsynelatende posisjonen til enhver stjerne på himmelsfæren konstant - stjernen beskriver en ellipse, hvis hovedhalvakse viser seg å være lik den årlige parallaksen. I henhold til den kjente parallaksen fra lovene til euklidisk geometri, kan avstanden fra sentrum av jordens bane til stjernen finnes som ^[14] :

${\displaystyle D={\frac {2R}{2\sin \alpha /2}}\approx {\frac {2R}{\alpha )),}$

der D er ønsket avstand, R er radiusen til jordbanen, og den omtrentlige likheten er skrevet for en liten vinkel (i radianer ). Denne formelen demonstrerer godt hovedvanskeligheten med denne metoden: med økende avstand avtar parallakseverdien langs en hyperbel, og derfor er måling av avstander til fjerne stjerner forbundet med betydelige tekniske vanskeligheter.

Essensen av gruppeparallakse er som følger: hvis en viss stjernehop har en merkbar hastighet i forhold til jorden, vil de synlige bevegelsesretningene til medlemmene i henhold til projeksjonslovene konvergere på ett punkt, kalt utstrålingen av klynge. Plasseringen av radianten bestemmes ut fra stjernenes riktige bevegelser og skiftet i deres spektrallinjer på grunn av Doppler-effekten . Da er avstanden til klyngen funnet fra følgende relasjon ^[15] :

${\displaystyle D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4,738\mu )),}$

hvor og er henholdsvis vinkelhastigheten (i buesekunder per år) og den radielle (i km/s) hastigheten til klyngestjernen, er vinkelen mellom solstjerne- og stjernestrålende linje, og er avstanden uttrykt i parsecs . Bare Hyadene har merkbar gruppeparallakse, men før oppskytingen av Hipparcos-satellitten er dette den eneste måten å kalibrere avstandsskalaen for gamle objekter ^[14] .${\displaystyle \mu }$${\displaystyle V_{r))$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle D}$

Metode for å bestemme avstanden fra Cepheider og RR Lyrae stjerner

På Cepheider og stjerner av typen RR Lyrae divergerer den enhetlige avstandsskalaen i to grener - avstandsskalaen for unge objekter og for gamle ^[14] . Cepheider er hovedsakelig lokalisert i områder med nyere stjernedannelse og er derfor unge objekter. Variabler av typen RR Lyrae graviterer mot gamle systemer, for eksempel er det spesielt mange av dem i kuleformede stjernehoper i haloen til galaksen vår .

Begge typer stjerner er variable, men hvis Cepheider er nydannede objekter, så har RR Lyrae-stjerner nedstammet fra hovedsekvensen - kjemper av spektraltypene A-F, som hovedsakelig ligger på den horisontale grenen av farge-størrelsesdiagrammet for kulehoper. Måten de brukes som standard stearinlys er imidlertid annerledes:

• For Cepheider er det et godt forhold "pulsasjonsperiode - absolutt størrelse". Mest sannsynlig er dette på grunn av det faktum at massene av Cepheider er forskjellige.
• For RR Lyrae-stjerner er den gjennomsnittlige absolutte størrelsen omtrent den samme og er ^[14] .${\displaystyle M_{RR}\ca. 0,78^{m))$

Bestemmelse av avstander ved denne metoden er forbundet med en rekke vanskeligheter:

1. Det er nødvendig å velge individuelle stjerner. Innenfor Melkeveien er dette ikke vanskelig, men jo større avstand, jo mindre vinkel skiller stjernene.
2. Det er nødvendig å ta hensyn til absorpsjon av lys av støv og inhomogeniteten av dets fordeling i rommet.

I tillegg, for Cepheider, er det fortsatt et alvorlig problem å nøyaktig bestemme nullpunktet for avhengigheten av "pulsperiode - lysstyrke". Gjennom hele 1900-tallet har verdien vært i stadig endring, noe som betyr at avstandsestimatet som er oppnådd på lignende måte også har endret seg. Selv om lysstyrken til RR Lyrae-stjerner er nesten konstant, avhenger den fortsatt av konsentrasjonen av tunge elementer.

Type Ia supernova avstandsmetode

Lyskurver av forskjellige supernovaer

En supernovaeksplosjon er en kolossal eksplosiv prosess som skjer i hele kroppen til en stjerne, mens mengden frigjort energi ligger i området fra 10 ⁵⁰ - 10 ⁵¹ erg ^[16] . Dessuten har supernovaer av type Ia samme lysstyrke ved maksimal lysstyrke. Til sammen gjør dette det mulig å måle avstander til svært fjerne galakser.

Takket være dem oppdaget to grupper observatører i 1998 akselerasjonen av universets utvidelse ^[17] . Til dags dato er faktumet med akselerasjon nesten hevet over tvil, men det er umulig å entydig bestemme størrelsen fra supernovaer: feilene for store z er fortsatt ekstremt store ^{[13] [18]} .

Vanligvis, i tillegg til felles for alle fotometriske metoder, inkluderer ulemper og åpne problemer ^[19] :

1. K-korreksjonsproblemet. Essensen av dette problemet er at det ikke er den bolometriske intensiteten (integrert over hele spekteret) som måles, men i et visst spektralområde til mottakeren. Dette betyr at for kilder med ulik rødforskyvning måles intensiteten i ulike spektralområder. For å gjøre rede for denne forskjellen, introduseres en spesiell korreksjon, kalt K-korreksjon.
2. Formen på avstanden kontra rødforskyvningskurven måles av forskjellige observatorier med forskjellige instrumenter, noe som gir problemer med flukskalibreringer osv.
3. Tidligere trodde man at alle Ia-supernovaer er eksploderende hvite dverger i et nært binært system, der den andre komponenten er en rød kjempe. Det har imidlertid dukket opp bevis for at i det minste noen av dem kan oppstå under sammenslåingen av to hvite dverger, noe som betyr at denne underklassen ikke lenger er egnet for bruk som standard stearinlys.
4. Supernovaens lysstyrke er avhengig av den kjemiske sammensetningen til stamstjernen.

Metode for å bestemme avstand ved bruk av gravitasjonslinser

Geometri for gravitasjonslinser

Passerer nær en massiv kropp, avledes en lysstråle . Dermed er en massiv kropp i stand til å samle en parallell lysstråle ved et visst fokus , bygge et bilde, og det kan være flere av dem. Dette fenomenet kalles gravitasjonslinser . Hvis det objektivede objektet er variabelt og flere av dets bilder observeres, åpner dette for muligheten for å måle avstander, siden det vil være forskjellige tidsforsinkelser mellom bildene på grunn av forplantningen av stråler i forskjellige deler av linsens gravitasjonsfelt (den effekten er lik Shapiro-effekten i solsystemet) ^[20] .

Hvis vi tar og (hvor er vinkelavstanden) som en karakteristisk skala for koordinatene til bildet og kilden (se figur) i de tilsvarende planene , så kan vi skrive tidsforsinkelsen mellom bildenummer og som følger ^[20] :${\displaystyle \xi }$${\displaystyle \eta }$${\displaystyle \xi _{0}=D_{1))$${\displaystyle \eta _{0}=\xi _{0}D_{s}/D_{1))$${\displaystyle D}$${\displaystyle i}$${\displaystyle j}$

${\displaystyle \Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\venstre|{\ frac {1}{2}}((x_{j}-y)^{2}-(x_{i}-y)^{2})+\psi (x_{i},y)-\psi ( x_{j},y)\right|,}$

hvor og er vinkelposisjonene til henholdsvis kilden og bildet er lyshastigheten, er rødforskyvningen til linsen, og er avbøyningspotensialet avhengig av valg av modell. Det antas at i de fleste tilfeller er det virkelige potensialet til linsen godt tilnærmet av en modell der stoffet er fordelt radialt symmetrisk , og potensialet blir til uendelig. Deretter bestemmes forsinkelsestiden av formelen:${\displaystyle \chi =\xi /\xi _{0))$${\displaystyle y=\eta /\eta _{0))$${\displaystyle c}$${\displaystyle z_{1}}$${\displaystyle \psi }$

${\displaystyle \Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|x_{i}-x_{j}\right|.}$

I praksis er imidlertid metodens følsomhet for formen til galaksehalopotensialet betydelig. Dermed varierer den målte verdien for galaksen SBS 1520+530, avhengig av modell, fra 46 til 72 km/(s Mpc) ^[21] .${\displaystyle H_{0}}$

Metode for å bestemme avstanden fra røde kjemper

De klareste røde kjempene har den samme absolutte stjernestørrelsen −3,0 ^m ±0,2 ^{m [22]} , noe som betyr at de er egnet for rollen som standard stearinlys. Observasjonsmessig ble denne effekten først oppdaget av Sandage i 1971. Det antas at disse stjernene enten er på toppen av den første stigningen av den røde kjempegrenen av stjerner med lav masse (mindre enn solceller) eller ligger på den asymptotiske kjempegrenen.

Hovedfordelen med metoden er at de røde kjempene er langt fra områdene med stjernedannelse og høye konsentrasjoner av støv, noe som i stor grad letter beregningen av utryddelse. Lysstyrken deres avhenger også ekstremt svakt av metallisiteten til både stjernene selv og deres miljø.
Hovedproblemet med denne metoden er utvalget av røde kjemper fra observasjoner av stjernesammensetningen til galaksen. Det er to måter å løse det på ^[22] :

• Classic - en metode for å velge kanten av bilder. I dette tilfellet brukes vanligvis et Sobel-filter . Begynnelsen av feilen er det ønskede vendepunktet . Noen ganger, i stedet for Sobel-filteret, blir Gaussian tatt som en tilnærmet funksjon, og kantdeteksjonsfunksjonen avhenger av de fotometriske feilene i observasjonene. Men ettersom stjernen svekkes, gjør feilene ved metoden det samme. Som et resultat er den maksimale målbare lysstyrken to størrelser dårligere enn utstyret tillater.
• Den andre måten er å konstruere lysstyrkefunksjonen ved maksimal sannsynlighetsmetoden. Denne metoden er basert på det faktum at lysstyrkefunksjonen til den røde gigantiske grenen er godt tilnærmet av en kraftfunksjon:

  ${\displaystyle \xi (m)\propto 10^{am},}$

der a er en koeffisient nær 0,3, m er den observerte størrelsen. Hovedproblemet er divergensen i noen tilfeller av serien som er et resultat av operasjonen av maksimum sannsynlighetsmetoden ^[22] .

Problemstillinger og samtidsdiskusjoner

Et av problemene er usikkerheten i verdien av Hubble-konstanten og dens isotropi. En gruppe forskere hevder at verdien av Hubble-konstanten svinger på skalaer fra 10-20° ^[23] . Det er flere mulige årsaker til dette fenomenet:

1. Virkelig fysisk effekt - i dette tilfellet bør den kosmologiske modellen revideres radikalt;
2. Standard prosedyre for gjennomsnittsberegning av feil er feil ^[24] .

Dette fører også til en revisjon av den kosmologiske modellen, men kanskje ikke like signifikant ^[25] . I sin tur viser mange andre anmeldelser og deres teoretiske tolkning ikke en anisotropi som overstiger den lokalt forårsaket av veksten av inhomogenitet, som inkluderer vår galakse, i et isotropisk univers som helhet ^{[26] [27] [28] [29]} .

Studie av relikviebakgrunnen

CMB-spektrum

Informasjonen som kan oppnås ved å observere relikviebakgrunnen er ekstremt mangfoldig: selve faktumet om eksistensen av relikviebakgrunnen er bemerkelsesverdig. Hvis universet eksisterte for alltid, er årsaken til dets eksistens uklar - vi observerer ikke massekilder som er i stand til å skape en slik bakgrunn. Imidlertid, hvis universets levetid er begrenset, så er det åpenbart at årsaken til dets forekomst ligger i de innledende stadiene av dannelsen ^[30] .

Til dags dato er den rådende oppfatningen at relikviestråling er stråling som frigjøres på tidspunktet for dannelsen av hydrogenatomer. Før dette var strålingen låst i materie, eller rettere sagt, i det den var da - et tett varmt plasma.

Metoden for reliktbakgrunnsanalyse er basert på denne forutsetningen. Hvis vi mentalt sporer banen til hvert foton, viser det seg at overflaten til den siste spredningen er en kule, da er det praktisk å utvide temperatursvingningene til en serie når det gjelder sfæriske funksjoner ^[30] :

${\displaystyle \delta T(\theta ,\phi )=\sum _{l=2}^{\infty }\sum _{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta ,\phi ),}$

hvor er koeffisientene, kalt multipol, og er de sfæriske harmoniske. Den resulterende informasjonen er ganske variert.${\displaystyle a_{lm}}$${\displaystyle Y_{lm}}$

1. Ulike informasjon er også innebygd i avvik fra svartkroppsstråling. Hvis avvikene er store og systematiske, observeres Sunyaev-Zeldovich-effekten, mens små fluktuasjoner skyldes svingninger i materie i de tidlige stadiene av universets utvikling.
2. Spesielt verdifull informasjon om de første sekundene av universets liv (spesielt om stadiet av inflasjonsutvidelse) er gitt av polariseringen av relikviebakgrunnen.

Sunyaev-Zeldovich-effekten

Hvis CMB-fotoner møter varm gass fra galaksehoper på vei, vil fotoner i løpet av spredningen på grunn av den inverse Compton-effekten varmes opp (det vil si øke frekvensen), og ta noe av energien fra varme elektroner. Observasjonsmessig vil dette manifesteres ved en reduksjon i den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingsfluksen i retning av store klynger av galakser i langbølgelengdeområdet av spekteret.

Med denne effekten kan du få informasjon ^[31] :

• om trykket til varm intergalaktisk gass i klyngen, og muligens om massen til selve klyngen;
• på klyngehastigheten langs siktelinjen (fra observasjoner ved forskjellige frekvenser);
• på verdien av Hubble-konstanten , med involvering av observasjoner i gammaområdet.${\displaystyle H_{0}}$

Med et tilstrekkelig antall observerte klynger er det mulig å bestemme den totale tettheten til universet .${\displaystyle \Omega }$

Polarisering

CMB-polarisasjonskart i henhold til WMAP-data

Polariseringen av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen kunne bare ha oppstått i opplysningstiden. Siden spredningen er Thompson , er relikviestrålingen lineært polarisert. Følgelig er Stokes-parametrene og , som karakteriserer de lineære parameterne, forskjellige, og parameteren er lik null. Hvis intensiteten kan utvides i form av skalare harmoniske, så kan polarisasjonen utvides i form av de såkalte spinnharmoniske ^[30] :${\displaystyle Q}$${\displaystyle U}$${\displaystyle V}$

${\displaystyle Q+iU=\sum _{l,m}a_{lm}^{\pm 2}Y_{lm}^{\pm 2}(\theta ,\phi ).}$

E-modus ( gradientkomponent ) og B-modus ( roterende komponent) skilles ^[32] .

${\displaystyle a_{lm}^{E}={\frac {1}{2}}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right),}$

${\displaystyle a_{lm}^{B}={\frac {1}{2}}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right).}$

E-modus kan vises når stråling passerer gjennom et inhomogent plasma på grunn av Thompson-spredning. B-modusen, hvis maksimale amplitude bare når , vises bare når den samhandler med gravitasjonsbølger.${\displaystyle 0,1\mu K}$

B-modusen er et tegn på universets inflasjon og bestemmes av tettheten til primordiale gravitasjonsbølger . Observasjon av B-modus er utfordrende på grunn av det ukjente støynivået for denne komponenten av CMB, og også på grunn av det faktum at B-modus blandes av svak gravitasjonslinsing med den sterkere E-modusen ^[33] .

Til dags dato har polarisering blitt oppdaget, verdien er på et nivå på flere ( mikrokelviner ).${\displaystyle \mu K}$

CMB-svingninger

Etter fjerning av bakgrunnskilder, den konstante komponenten av dipol- og kvadrupolharmonikken, gjenstår bare fluktuasjoner spredt over himmelen, hvis amplitudespredning ligger i området fra -15 til 15 μK ^[8] .

For sammenligning med teoretiske data reduseres rådata til en rotasjonsmessig invariant mengde ^[30] :

${\displaystyle C_{l}={\frac {1}{2l+1}}\sum _{l=-m}^{l=m}\left|a_{lm}\right|^{2}.}$

"Spektrumet" er bygget for kvantiteten , som konklusjoner som er viktige for kosmologi oppnås fra. For eksempel, ved posisjonen til den første toppen, kan man bedømme den totale tettheten til universet, og etter størrelsen, innholdet av baryoner.${\displaystyle {\frac {l(l+1)C_{l}}{2\pi }}}$

Således, fra sammenfallet av krysskorrelasjonen mellom anisotropien og E-modusen for polarisasjon med de teoretisk forutsagte for små vinkler ( ) og en betydelig avvik i området for store vinkler, kan man konkludere med at det er en rekombinasjonsepoke ved z ≈ 15–20 .${\displaystyle \theta <5^{\circ }}$

Siden svingningene er gaussiske, kan Markov-kjedemetoden brukes til å konstruere den maksimale sannsynlighetsoverflaten. Generelt er behandlingen av data på bakgrunnsbakgrunnen et helt kompleks av programmer. Både det endelige resultatet og forutsetningene og kriteriene som er brukt er imidlertid diskutable. Ulike grupper har vist forskjellen mellom fordelingen av fluktuasjoner fra den Gaussiske, avhengigheten til distribusjonskartet av algoritmene for behandlingen av det ^{[34] [35] [36]} .

Et uventet resultat var en unormal fordeling på store skalaer (fra 6° og mer). Kvaliteten på de siste støttedataene fra Planck-romobservatoriet eliminerer målefeil. Kanskje de er forårsaket av et ennå uoppdaget og uutforsket fenomen ^[37] .

Observasjon av fjerne objekter

Les Lyman-alfa

I spektrene til noen fjerne objekter kan man observere en stor ansamling av sterke absorpsjonslinjer i en liten del av spekteret (den såkalte linjeskogen). Disse linjene er identifisert som linjer i Lyman-serien, men med forskjellige rødforskyvninger.

Skyer av nøytralt hydrogen absorberer effektivt lys ved bølgelengder fra L _α (1216 Å) til Lyman-grensen . Stråling, opprinnelig kortbølgelengde, på vei til oss på grunn av universets utvidelse absorberes der dens bølgelengde sammenlignes med denne "skogen". Interaksjonstverrsnittet er meget stort og beregningen viser at selv en liten brøkdel nøytralt hydrogen er tilstrekkelig for å skape en stor absorpsjon i det kontinuerlige spekteret.

Med et stort antall skyer av nøytralt hydrogen i lysbanen, vil linjene ligge så nær hverandre at det dannes et fall i spekteret over et ganske bredt intervall. Langbølgelengdegrensen til dette intervallet skyldes L _α , og kortbølgelengden avhenger av nærmeste rødforskyvning, under hvilken mediet er ionisert og det er lite nøytralt hydrogen. Denne effekten kalles Ghan-Peterson-effekten.

Effekten observeres i kvasarer med rødforskyvning z > 6. Derfor konkluderes det med at ioniseringsepoken av den intergalaktiske gassen begynte ved z ≈ 6 ^{[38] [39]} .

Gravitasjonsobjektiver

Blant effektene, hvis observasjoner også er mulige for ethvert objekt (det spiller ingen rolle om det er langt unna), bør man også inkludere effekten av gravitasjonslinser. I det siste avsnittet ble det indikert at gravitasjonslinsing brukes til å bygge en avstandsskala, dette er en variant av såkalt sterk linse , når vinkelseparasjonen av kildebilder kan observeres direkte. Imidlertid er det også svak linse, med dens hjelp kan du utforske potensialet til objektet som studeres. Med dens hjelp ble det derfor funnet at galaksehoper som varierer i størrelse fra 10 til 100 Mpc er gravitasjonsbundet, og er dermed de største stabile systemene i universet. Det viste seg også at denne stabiliteten er sikret av en masse som kun manifesterer seg i gravitasjonsinteraksjon – mørk masse eller, som det kalles i kosmologi, mørk materie ^{[40] [41]} .

Quasar observasjoner

Kvasarens natur

En unik egenskap ved kvasarer  er store konsentrasjoner av gass i strålingsregionen. I følge moderne konsepter gir akkresjonen av denne gassen på et sort hull en så høy lysstyrke av objekter. En høy konsentrasjon av et stoff betyr også en høy konsentrasjon av tunge grunnstoffer, og dermed mer merkbare absorpsjonslinjer. Dermed ble vannlinjer funnet i spekteret til en av de linseformede kvasarene ^[42] .

En unik fordel er den høye lysstyrken i radioområdet, mot bakgrunnen er absorpsjonen av en del av strålingen av kald gass mer merkbar. I dette tilfellet kan gassen tilhøre både kvasarens opprinnelige galakse og til en tilfeldig sky av nøytralt hydrogen i det intergalaktiske mediet, eller til en galakse som ved et uhell falt inn i siktelinjen (i dette tilfellet er det ofte tilfeller når en slik galakse er ikke synlig - den er for svak for våre teleskoper). Studiet av interstellar materie i galakser med denne metoden kalles "transmisjonsstudie", for eksempel ble den første galaksen med supersolar metallisitet oppdaget på lignende måte ^[43] .

Også et viktig resultat av anvendelsen av denne metoden, selv om det ikke er i radioen, men i det optiske området, er målingen av den primære forekomsten av deuterium. Den moderne verdien av overfloden av deuterium, oppnådd fra slike observasjoner, er ^[44] .${\displaystyle D/H_{p}\approx 3\cdot 10^{-5}}$

Ved hjelp av kvasarer ble det oppnådd unike data om temperaturen på bakgrunnsbakgrunnen ved z ≈ 1,8 og ved z = 2,4. I det første tilfellet ble linjene i den hyperfine strukturen til nøytralt karbon studert, for hvilke kvanter med T ≈ 7,5 K (den antatte temperaturen på bakgrunnsbakgrunnen på den tiden) spiller rollen som pumping, og gir en omvendt nivåpopulasjon ^{[45 ]} . I det andre tilfellet ble linjene med molekylært hydrogen H ₂ , hydrogendeuterid HD og karbonmonoksid CO-molekyler funnet, intensiteten til spekteret som ble brukt til å måle temperaturen på bakgrunnsbakgrunnen, den falt sammen med den forventede verdien med god nøyaktighet ^[46] .

En annen prestasjon som fant sted takket være kvasarer er estimeringen av stjernedannelseshastigheten ved store z. Først, ved å sammenligne spektrene til to forskjellige kvasarer, og deretter sammenligne individuelle deler av spekteret til den samme kvasaren, ble det funnet et sterkt fall i en av UV-delene av spekteret ^[47] . Et så sterkt fall kan bare være forårsaket av en stor konsentrasjon av støv som absorberer stråling. Tidligere prøvde de å oppdage støv ved hjelp av spektrallinjer, men det var ikke mulig å identifisere spesifikke serier med linjer, noe som beviste at det var støv, og ikke en blanding av tunge elementer i gassen. Det var videreutviklingen av denne metoden som gjorde det mulig å estimere stjernedannelseshastigheten ved z fra ~2 til ~6 ^[48] .

Observasjoner av gammastråleutbrudd

En populær modell for forekomsten av en gammastråleutbrudd

Gammastråleutbrudd er et unikt fenomen, og det er ingen allment akseptert mening om dens natur. Imidlertid er det store flertallet av forskere enige i påstanden om at stjernemasseobjekter er stamfaderen til gammastråleutbruddet ^[49] .

De unike mulighetene for å bruke gammastråleutbrudd for å studere universets struktur er som følger ^[49] :

1. Siden stamfaderen til et gammastråleutbrudd er et objekt med stjernemasse , kan gammastråleutbrudd spores til en større avstand enn kvasarer, både på grunn av den tidligere dannelsen av selve stamfaderen, og på grunn av den lille massen til kvasaren svart hull, og derfor dets mindre lysstyrke for den tidsperioden.
2. Spekteret til en gammastråleutbrudd er kontinuerlig, det vil si at det ikke inneholder spektrallinjer . Dette betyr at de fjerneste absorpsjonslinjene i spekteret til en gammastråleutbrudd er linjene til vertsgalaksens interstellare medium. Fra analysen av disse spektrallinjene kan man få informasjon om temperaturen til det interstellare mediet, dets metallisitet, ioniseringsgrad og kinematikk.
3. Gammastråleutbrudd gir en nesten ideell måte å studere det intergalaktiske mediet før reioniseringsepoken , siden deres innflytelse på det intergalaktiske mediet er 10 størrelsesordener mindre enn kvasarer på grunn av kildens korte levetid.
4. Hvis ettergløden av et gammastråleutbrudd i radiorekkevidden er sterk nok, kan 21 cm-linjen brukes til å bedømme tilstanden til ulike strukturer av nøytralt hydrogen i det intergalaktiske mediet nær stamgalaksen til gammastråleutbruddet.
5. En detaljert studie av prosessene for stjernedannelse i de tidlige stadiene av utviklingen av universet ved hjelp av gammastråleutbrudd avhenger sterkt av den valgte modellen for fenomenets natur, men hvis vi samler nok statistikk og plotter fordelingene av karakteristikkene til gammastråleutbrudd avhengig av rødforskyvningen, så er det, innenfor ganske generelle bestemmelser, mulig å estimere stjernedannelseshastigheten og massefunksjonen til de fødte stjernene ^[49] .
6. Hvis vi aksepterer antagelsen om at et gammastråleutbrudd er en populasjons III supernovaeksplosjon, kan vi studere historien til anrikningen av universet med tungmetaller.
7. En gammastråleutbrudd kan også tjene som en indikator på en veldig svak dverggalakse, som er vanskelig å oppdage med "massiv" observasjon av himmelen.

Et alvorlig problem for observasjon av gammastråleutbrudd generelt og deres anvendelighet for å studere universet, spesielt, er deres sporadisme og den korte tiden når utbruddet etterglød, som alene kan bestemme avstanden til den, kan observeres spektroskopisk .

Studerer utviklingen av universet og dets storskala struktur

Utforsker storskala struktur

2df Survey Storskala strukturdata

Den første måten å studere universets struktur i stor skala , som ikke har mistet sin relevans, var den såkalte metoden for " stjernetelling " eller "stjernescoops". Dens essens er å telle antall objekter i forskjellige retninger. Brukt av Herschel på slutten av 1700-tallet, da eksistensen av fjerne romobjekter bare ble mistenkt, og de eneste objektene som var tilgjengelige for observasjon var stjerner, derav navnet. I dag telles selvfølgelig ikke stjerner, men ekstragalaktiske objekter (kvasarer, galakser), og i tillegg til den valgte retningen bygges fordelinger i z.

De største kildene til data om ekstragalaktiske objekter er individuelle observasjoner av spesifikke objekter, undersøkelser som SDSS, APM, 2df og kompilerte databaser som Ned og Hyperleda . For eksempel, i 2df-undersøkelsen, var himmeldekningen ~ 5 %, gjennomsnittlig z var 0,11 (~ 500 Mpc), og antall objekter var ~ 220 000.

Allerede i den presenterte figuren kan man se at galaksene er lokalisert i verdensrommet inhomogent på små skalaer. Etter en mer detaljert undersøkelse viser det seg at den romlige strukturen i distribusjonen av galakser er cellulær: smale vegger med en bredde bestemt av størrelsen på klynger og superklynger av galakser, og inne i disse cellene er det tomrom, de såkalte hulrommene ^[41] .

Den dominerende oppfatningen er at når man flytter til skalaer på hundrevis av megaparsek, blir cellene lagt til og gjennomsnittet, fordelingen av synlig materie blir homogen ^{[50] [51]} . Entydigheten i denne problemstillingen er imidlertid ennå ikke oppnådd: Ved hjelp av ulike metoder kommer noen forskere til at fordelingen av galakser ikke er ensartet opp til de største studerte skalaene ^{[52] [53]} . Samtidig kansellerer ikke inhomogeniteter i distribusjonen av galakser det faktum at universets høye homogenitet i den opprinnelige tilstanden, som er avledet fra den høye graden av isotropi av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen.

Samtidig ble det funnet at rødforskyvningsfordelingen av antall galakser er kompleks. Avhengighet for ulike objekter er forskjellig. Imidlertid er alle preget av tilstedeværelsen av flere lokale maksima ^{[54] [55] [56]} . Hva dette henger sammen med er ennå ikke helt klart.

Inntil nylig var det ikke klart hvordan den store strukturen til universet utvikler seg. Nyere arbeider viser imidlertid at store galakser ble dannet først, og først deretter små (den såkalte nedbemanningseffekten ) ^{[57] [58]} .

Observasjoner av stjernehoper

En populasjon av hvite dverger i kulestjernehopen NGC 6397 . Blå firkanter er heliumhvite dverger, lilla sirkler er "normale" hvite dverger med høyt karbonnivå

Hovedegenskapen til kulehoper for observasjonskosmologi er at det er mange stjerner på samme alder på et lite rom. Dette betyr at hvis avstanden til ett medlem av klyngen måles på en eller annen måte, så er forskjellen i avstanden til andre medlemmer av klyngen ubetydelig.

Den samtidige dannelsen av alle stjerner i klyngen gjør det mulig å bestemme dens alder: basert på teorien om stjerneutvikling , er isokroner bygget på farge-størrelsesdiagrammet, det vil si kurver med lik alder for stjerner med forskjellige masser. Ved å sammenligne dem med den observerte fordelingen av stjerner i klyngen, kan man bestemme dens alder.

Metoden har en rekke egne vanskeligheter. For å prøve å løse dem, oppnådde forskjellige lag til forskjellige tider forskjellige aldre for de eldste klyngene, fra ~8 milliarder år ^[59] til ~ 25 milliarder år ^[60] .

I galakser inneholder kulehoper , som er en del av det gamle sfæriske undersystemet av galakser, mange hvite dverger - restene av utviklete røde kjemper med relativt liten masse. Hvite dverger er fratatt sine egne kilder til termonukleær energi og stråler utelukkende på grunn av utslipp av varmereserver. Hvite dverger har omtrent samme masse av stamstjerner, noe som betyr at de også har omtrent samme temperatur kontra tidsavhengighet. Ved å bestemme den nåværende absolutte størrelsen til en hvit dverg fra spekteret til en hvit dverg og kjenne avhengigheten av tid og lysstyrke under avkjøling, er det mulig å bestemme alderen til dvergen ^[61]

Denne tilnærmingen er imidlertid forbundet med både store tekniske vanskeligheter – hvite dverger er ekstremt svake gjenstander – ekstremt følsomme instrumenter er nødvendig for å observere dem. Det første og så langt eneste teleskopet som kan løse dette problemet er Hubble-romteleskopet. Alderen til den eldste klyngen ifølge gruppen som jobbet med den er milliarder år ^[61] , resultatet er imidlertid omstridt. Motstandere indikerer at ytterligere feilkilder ikke ble tatt i betraktning, deres estimat på milliarder av år ^[62] .${\displaystyle 12,7\pm 0,7}$${\displaystyle 12,4_{-1,5}^{+1,8}}$

Observasjoner av ikke-utviklede objekter

NGC 1705 er en galakse av typen BCDG

Gjenstander som faktisk består av primær materie har overlevd til vår tid på grunn av den ekstremt lave hastigheten på deres indre evolusjon. Dette tillater oss å studere den primære kjemiske sammensetningen av grunnstoffer, og også, uten å gå i for mye detaljer og basert på laboratorielovene i kjernefysikken , å estimere alderen til slike objekter, noe som vil gi en nedre grense for alderen til Universet som helhet.

Denne typen inkluderer: stjerner med lav masse med lav metallisitet (de såkalte G-dvergene), HII-regioner med lavt metall, samt uregelmessige dverggalakser av BCDG-klassen (Blue Compact Dwarf Galaxy).

I følge moderne konsepter skulle litium ha blitt dannet under den primære nukleosyntesen. Det særegne ved dette elementet ligger i det faktum at kjernefysiske reaksjoner med dets deltakelse begynner ved temperaturer som ikke er veldig store, i kosmisk skala. Og i løpet av stjerneutviklingen måtte det originale litiumet nesten resirkuleres fullstendig. Det kan bare forbli i nærheten av massive populasjonsstjerner av type II. Slike stjerner har en rolig, ikke-konvektiv atmosfære, som lar litium forbli på overflaten uten risiko for å brenne ut i de varmere indre lagene av stjernen.

I løpet av målingene ble det funnet at forekomsten av litium i de fleste av disse stjernene er ^[63] :

${\displaystyle A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12.}$

Imidlertid er det en rekke stjerner, inkludert ultra-lav-metall, der overfloden er betydelig lavere. Hva dette henger sammen med er ikke helt klart, det antas at dette på en eller annen måte henger sammen med prosesser i atmosfæren ^[64] .

I stjernen CS31082-001, som tilhører stjernepopulasjonen av type II, ble det funnet linjer og målt konsentrasjoner av thorium og uran i atmosfæren. Disse to elementene har forskjellige halveringstider, så forholdet deres endres over tid, og hvis du på en eller annen måte estimerer det opprinnelige overflodsforholdet, kan du bestemme stjernens alder. Det kan estimeres på to måter: fra teorien om r-prosesser, bekreftet både av laboratoriemålinger og observasjoner av solen; eller du kan krysse kurven for konsentrasjonsendringer på grunn av forfall og kurven for endringer i forekomsten av thorium og uran i atmosfæren til unge stjerner på grunn av galaksens kjemiske utvikling. Begge metodene ga lignende resultater: 15,5±3,2 ^[65] Ga ble oppnådd ved den første metoden, ^[66] Ga ved den andre.${\displaystyle 14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}}$

Svak metalliske BCDG-galakser (det er ca. 10 av dem totalt) og HII-soner er kilder til informasjon om den opprinnelige heliumoverfloden. For hvert objekt fra dets spektrum bestemmes metallisitet (Z) og He-konsentrasjon (Y). Ved å ekstrapolere YZ-diagrammet på en bestemt måte til Z=0, får man et estimat av urheliumet.

Den endelige verdien av Y _p varierer fra en gruppe observatører til en annen og fra en observasjonsperiode til en annen. Så en, bestående av de mest autoritative spesialistene på dette feltet: Izotova og Thuan ( Thuan ) oppnådde verdien av Y _p = 0,245±0,004 ^[67] for BCDG-galakser, for HII-soner i øyeblikket (2010) slo de seg ned på verdi av Y _p =0,2565±0,006 ^[68] . En annen autoritativ gruppe ledet av Peimbert ( Peimbert ) oppnådde også forskjellige verdier av Y _p , fra 0,228±0,007 til 0,251±0,006 ^[69] .

Teoretiske modeller

Av hele settet med observasjonsdata for å konstruere og bekrefte teorier, er de viktigste følgende:

1. Alle observasjoner knyttet til avstandsskalaen . Det er resultatene deres som gir verdiene til Hubble-konstanten H , i loven som bærer navnet hans:

   ${\displaystyle cz=H_{0}D,}$,

   der z er rødforskyvningen til galaksen, D er avstanden til den, c er lysets hastighet .

2. Universets alder, hentet fra ekspansjonsloven, må være strengt tatt høyere enn alderen til de eldste gjenstandene. (For eksempel fra observasjoner av stjernehoper )
3. Målinger av den opprinnelige overfloden av elementer. (For eksempel fra observasjoner av BCDG-galakser og G-dverger ).
4. Relikvie bakgrunnsdata.
5. Data om utviklingen av storskala strukturer. (I tillegg til direkte observasjoner av strukturen , kan datakilder være svært forskjellige fra observasjoner av individuelle objekter til bakgrunnsbakgrunnen).

Deres tolkning begynner med det kosmiske prinsippet , ifølge hvilket hver observatør i samme øyeblikk, uavhengig av observasjonssted og retning, i gjennomsnitt oppdager det samme bildet. Det vil si at i store skalaer er universet romlig homogent og isotropt. Merk at denne uttalelsen ikke forbyr inhomogenitet i tid, det vil si eksistensen av utmerkede sekvenser av hendelser som er tilgjengelige for alle observatører.

Tilhengere av teorier om et stasjonært univers formulerer noen ganger et "perfekt kosmologisk prinsipp", ifølge hvilket den firedimensjonale rom-tid skal ha egenskapene homogenitet og isotropi. Imidlertid ser ikke de evolusjonære prosessene som er observert i universet ut til å være i samsvar med et slikt kosmologisk prinsipp.

I det generelle tilfellet brukes følgende teorier og seksjoner av fysikk for å bygge modeller:

1. Statistisk likevektsfysikk, dens grunnleggende konsepter og prinsipper, samt teorien om relativistisk gass.
2. Tyngdekraftsteorien, vanligvis GR. Selv om effektene kun har blitt testet på skalaen til solsystemet ^{[70] [komm. 2]} , og bruken av den på skalaen til galakser og universet som helhet kan stilles spørsmål ved.
3. Litt informasjon fra fysikken til elementærpartikler: en liste over grunnleggende partikler, deres egenskaper, interaksjonstyper, bevaringslover. Kosmologiske modeller ville vært mye enklere hvis protonet ikke var en stabil partikkel og ville forfalle ^[71] , noe som ikke er bekreftet av moderne eksperimenter i fysiske laboratorier.

For øyeblikket er settet med modeller som best forklarer observasjonsdataene:

merk: grønn betyr absolutt dominerende teorier; rav - anerkjent av mange, men mye diskutert; scarlet - har opplevd store problemer i det siste, men støttet av mange teoretikere.

Ekspanderende universmodell

Modellen av det ekspanderende universet beskriver selve ekspansjonen. I det generelle tilfellet vurderes det ikke når og hvorfor universet begynte å utvide seg. De fleste modeller er basert på generell relativitetsteori og dens geometriske syn på tyngdekraftens natur.

Hvis et isotropisk ekspanderende medium betraktes i et koordinatsystem som er stivt forbundet med materie, reduseres utvidelsen av universet formelt til en endring i skalafaktoren til hele koordinatnettet, i nodene som galakser er "plantet". Et slikt koordinatsystem kalles medfølgende . Opprinnelsen til referansen er vanligvis knyttet til observatøren.

Friedman modell

Scene	Utvikling${\displaystyle a(\eta )}$	Hubble-parameter
inflasjonspreget	${\displaystyle a\propto e^{Ht}}$	${\displaystyle H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}}$
Strålingsdominans p=ρ/3	${\displaystyle a\propto t^{\frac {1}{2}}}$	${\displaystyle H={\frac {1}{2t}}}$
Støvtrinn p=konst	${\displaystyle a\propto t^{\frac {2}{3}}}$	${\displaystyle H={\frac {2}{3t}}}$
${\displaystyle \Lambda }$-dominans	${\displaystyle a\propto e^{Ht}}$	${\displaystyle H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }}$

Innenfor rammen av generell relativitet kan hele dynamikken i universet reduseres til enkle differensialligninger for skalafaktoren ^[72] .${\displaystyle a(t)}$

I et homogent, isotropisk firdimensjonalt rom med konstant krumning, kan avstanden mellom to uendelig nære punkter skrives som følger:

${\displaystyle ds^{2}=dt^{2}-a^{2}(t)\left(dx^{2}+k{\frac {(xdx)^{2}}{1-kx^{2}}}\right),}$

der k tar verdien:

k  = 0 for et tredimensjonalt plan,

k  = 1 for en 3D-sfære,

k  = −1 for en tredimensjonal hypersfære,

${\displaystyle x=\{x_{1},x_{2},x_{3}\}}$ er en tredimensjonal radiusvektor i kvasi-kartesiske koordinater.å rette 

Hvis uttrykket for metrikken erstattes med GR-ligningene, får vi følgende ligningssystem:

• Energiligning

${\displaystyle \left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G\rho }{3}}-\left({\frac {kc^{2}}{a^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

• Bevegelsesligning

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}.}$

• Kontinuitetsligning

${\displaystyle {\frac {d\rho }{dt}}=-3H\left(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\right),}$

hvor er den kosmologiske konstanten , er den gjennomsnittlige tettheten til universet, er trykket, er lysets hastighet.${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle P}$${\displaystyle c}$

Det gitte ligningssystemet tillater mange løsninger, avhengig av de valgte parameterne. Faktisk er verdiene til parameterne bare fastsatt i det nåværende øyeblikket og utvikler seg over tid, så utviklingen av utvidelsen er beskrevet av et sett med løsninger ^[72] .

Forklaring av Hubbles lov

Anta at det er en kilde lokalisert i det kommende systemet i en avstand r ₁ fra observatøren. Mottaksutstyret til observatøren registrerer fasen til den innkommende bølgen. Tenk på to intervaller mellom punkter med samme fase ^[72] :

${\displaystyle {\frac {\delta t_{1}}{\delta t_{0}}}={\frac {\nu _{0}}{\nu _{1}}}\equiv 1+z.}$

På den annen side, for en lysbølge i den aksepterte metrikken, gjelder følgende likhet:

${\displaystyle dt=\pm a(t){\frac {dr}{\sqrt {1-kr^{2}}}}.}$

Hvis vi integrerer denne ligningen og husker at når koordinatene kommer r ikke er avhengig av tid, så, under forutsetning av at bølgelengden er liten i forhold til krumningsradiusen til universet, får vi forholdet:

${\displaystyle {\frac {\delta t_{1}}{a(t_{1})}}={\frac {\delta t_{0}}{a(t_{0})}}.}$

Hvis vi nå erstatter det med det opprinnelige forholdet:

${\displaystyle 1+z={\frac {a(t_{0})}{a(t_{1})}}.}$

Etter å ha utvidet høyresiden til en Taylor-serie, tatt i betraktning termen for den første orden av litenhet, får vi en relasjon som nøyaktig sammenfaller med Hubble-loven. Hvor konstanten H har formen:

${\displaystyle H={\frac {{\dot {a}}(t)}{a(t)}}.}$

ΛCDM

Som allerede nevnt tillater Friedmann-ligningene mange løsninger, avhengig av parameterne. Og den moderne ΛCDM-modellen er Friedman-modellen med generelt aksepterte parametere. Vanligvis i observatørers arbeid blir de gitt i form av kritisk tetthet ^[72] :

${\displaystyle \rho _{cr}={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}.}$

Hvis vi uttrykker venstre side fra Hubble-loven, får vi følgende form etter reduksjon:

${\displaystyle 1=\Omega _{m}+\Omega _{k}+\Omega _{\Lambda },}$

hvor Ωm = ρ/ρ cr _, Ωk ₌ - ₍ kc2 ) / _{( a2H2} ) , ^{ΩΛ =} ( ^8πGΛc2 ) / ρcr ^. Det kan sees fra denne oppføringen at hvis Ω _m + Ω _Λ = 1 , dvs. den totale tettheten av materie og mørk energi er lik den kritiske, så er k = 0 , dvs. rommet er flatt, hvis mer, så er k = 1 , hvis mindre k= -1

I den moderne allment aksepterte ekspansjonsmodellen er den kosmologiske konstanten positiv og vesentlig forskjellig fra null, det vil si at antigravitasjonskrefter oppstår i store skalaer. Naturen til slike krefter er ukjent, teoretisk kan en slik effekt forklares av virkningen av det fysiske vakuumet, men den forventede energitettheten viser seg å være mange størrelsesordener større enn energien som tilsvarer den observerte verdien av den kosmologiske konstanten - problemet med den kosmologiske konstanten ^[72] .

De resterende alternativene er foreløpig kun av teoretisk interesse, men dette kan endres med fremveksten av nye eksperimentelle data. Kosmologiens moderne historie kjenner allerede slike eksempler: modeller med null kosmologisk konstant dominerte ubetinget (bortsett fra en kort bølge av interesse for andre modeller på 1960-tallet) fra oppdagelsen av den kosmologiske rødforskyvningen av Hubble til 1998, da data om type Ia supernovaer motbeviste dem overbevisende ^{[komm. 3]} .

Videre utvikling av ekspansjon

Det videre ekspansjonsforløpet avhenger generelt av verdiene til den kosmologiske konstanten Λ , romkrumning k og tilstandsligningen P(ρ) . Utviklingen av utvidelsen kan imidlertid estimeres kvalitativt basert på ganske generelle forutsetninger ^[72] .

Λ < 0

Hvis verdien av den kosmologiske konstanten er negativ, er det kun attraktive krefter som virker og ingenting annet. Høyre side av energiligningen vil være ikke-negativ bare ved endelige verdier av R. Dette betyr at ved en eller annen verdi av R _c vil universet begynne å trekke seg sammen ved hvilken som helst verdi av k og uavhengig av formen til ligningen til tilstand ^[74] .

Λ = 0

Hvis den kosmologiske konstanten er lik null, avhenger utviklingen for en gitt verdi av H ₀ helt av den opprinnelige tettheten til materie ^[72] :

${\displaystyle \left({\frac {da}{dt}}\right)^{2}=G{\frac {8\pi \rho _{0}a_{0}^{3}}{3a}}-a_{0}^{2}H_{0}\left(\rho _{0}-{\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}\right).}$

Hvis , fortsetter utvidelsen på ubestemt tid, i grensen med hastigheten asymptotisk til null. Hvis tettheten er større enn den kritiske, reduseres utvidelsen av universet og erstattes av sammentrekning. Hvis mindre, fortsetter utvidelsen på ubestemt tid med en grense som ikke er null: .${\displaystyle \rho _{0}=\rho _{cr}}$${\displaystyle H}$

Λ > 0

Hvis og , utvider universet seg monotont, men i motsetning til tilfellet med Λ=0, for store verdier av R, øker ekspansjonshastigheten ^[74] :${\displaystyle \Lambda >0}$${\displaystyle k\leq 0}$

${\displaystyle R\propto exp[(\Lambda /3)^{1/2}t].}$

Når den uthevede verdien er . I dette tilfellet er det en verdi som og , det vil si at universet er statisk.${\displaystyle k=1}$${\displaystyle \Lambda _{c}=4\pi G\rho }$${\displaystyle R}$${\displaystyle R'=0}$${\displaystyle R''=0}$

Ved avtar ekspansjonshastigheten opp til et visst øyeblikk, og begynner deretter å øke i det uendelige. Hvis den overstiger litt , forblir ekspansjonshastigheten i noen tid praktisk talt uendret.${\displaystyle \Lambda >\Lambda _{c}}$${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle \Lambda _{c}}$

I tilfellet avhenger alt av den opprinnelige verdien som utvidelsen startet fra. Avhengig av denne verdien, vil universet enten utvide seg til en viss størrelse og deretter trekke seg sammen, eller det vil utvide seg på ubestemt tid.${\displaystyle \Lambda <\Lambda _{c}}$${\displaystyle R}$

The Big Bang Theory (Hot Universe Model)

The Big Bang Theory er teorien om primordial nukleosyntese . Det svarer på spørsmålet - hvordan de kjemiske elementene ble dannet og hvorfor deres utbredelse er nøyaktig den samme som den nå er observert. Den er basert på ekstrapolering av lovene til kjernefysikk og kvantefysikk, på antagelsen om at når man beveger seg inn i fortiden, øker den gjennomsnittlige partikkelenergien (temperaturen) ^[75] .

Grensen for anvendelighet er området med høye energier, over hvilke de studerte lovene slutter å virke. Samtidig er det ikke lenger noe stoff som sådan, men det er praktisk talt ren energi. Hvis vi ekstrapolerer Hubble-loven til det øyeblikket, viser det seg at den synlige delen av universet ligger i et lite volum. Lite volum og høy energi er en karakteristisk tilstand av materie etter en eksplosjon, derav navnet på teorien - Big Bang-teorien. Samtidig forblir svaret på spørsmålet: "Hva forårsaket denne eksplosjonen og hva er dens natur?" utenfor rammen.

Big Bang-teorien forutså og forklarte også opprinnelsen til den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen - dette er arven fra øyeblikket da all materie fortsatt var ionisert og ikke kunne motstå lystrykket. Med andre ord er reliktbakgrunnen resten av «universets fotosfære».

Entropi av universet

Hovedargumentet som bekrefter teorien om det varme universet er verdien av dets spesifikke entropi . Det er lik forholdet mellom konsentrasjonen av likevektsfotoner n _γ og konsentrasjonen av baryoner n _b , opp til en numerisk koeffisient .

La oss uttrykke n _b når det gjelder den kritiske tettheten og andelen baryoner ^[72] :

${\displaystyle n_{b}={\frac {\rho _{c}r}{m_{p}}}=1{,}124\cdot 10^{-5}\Omega _{b}h_{100}^{2},}$

hvor h ₁₀₀ er den moderne Hubble-verdien, uttrykt i enheter på 100 km / (s Mpc), og gitt at for den kosmiske mikrobølgebakgrunnen med T = 2,73 K

${\displaystyle n_{\gamma }\approx 420(1+z)^{3}}$cm ^−3,

vi får:

${\displaystyle \eta \simeq n_{b}/n_{\gamma }\approx 2{,}7\cdot 10^{-8}\Omega _{b}h_{100}^{2}\sim 10^{-9}.}$

Den gjensidige verdien er verdien av den spesifikke entropien.

De første tre minuttene. Primær nukleosyntese

De viktigste kjernefysiske reaksjonene på stadium av primær nukleosyntese

Antagelig, fra begynnelsen av fødselen (eller i det minste fra slutten av inflasjonsstadiet) og i løpet av tiden til temperaturen holder seg under 10 ¹⁶ GeV (10 ⁻¹⁰ s), er alle kjente elementærpartikler til stede, og alle har ingen masse. Denne perioden kalles perioden for den store foreningen, når de elektrosvake og sterke interaksjonene forenes ^[76] .

For øyeblikket er det umulig å si nøyaktig hvilke partikler som er tilstede i det øyeblikket, men noe er fortsatt kjent. Verdien av η er ikke bare en indikator på den spesifikke entropien, men karakteriserer også overskuddet av partikler i forhold til antipartikler ^[77] :

${\displaystyle {\frac {n_{p}-n_{\bar {p}}}{n_{p}}}=10^{-9}.}$

I øyeblikket når temperaturen faller under 10 ¹⁵ GeV , vil X- og Y-bosoner med tilsvarende masser sannsynligvis frigjøres .

Tiden for den store foreningen er erstattet av epoken med den elektrosvake foreningen, når de elektromagnetiske og svake interaksjonene representerer en enkelt helhet. I denne epoken finner utslettelsen av X- og Y-bosoner sted . I øyeblikket når temperaturen synker til 100 GeV , slutter den elektrosvake foreningsepoken, kvarker, leptoner og mellombosoner dannes.

Hadron-tiden kommer, epoken for aktiv produksjon og utslettelse av hadroner og leptoner. I denne epoken er øyeblikket av kvark-hadron-overgangen eller øyeblikket av kvark innesperring bemerkelsesverdig , da sammensmeltingen av kvarker til hadroner ble mulig. I dette øyeblikket er temperaturen 300-1000 MeV , og tiden fra universets fødsel er 10 ⁻⁶ s .

Epoken til hadron-tiden er arvet av lepton-tiden - i det øyeblikket når temperaturen synker til nivået 100 MeV , og på klokken 10 ⁻⁴ s . I denne epoken begynner sammensetningen av universet å ligne det moderne; hovedpartiklene er fotoner, i tillegg til dem er det bare elektroner og nøytrinoer med antipartiklene deres, samt protoner og nøytroner. I løpet av denne perioden skjer en viktig hendelse: stoffet blir gjennomsiktig for nøytrinoer. Det er noe som en reliktbakgrunn, men for nøytrinoer. Men siden separasjonen av nøytrinoer skjedde før separasjonen av fotoner, da noen typer partikler ennå ikke hadde utslettet, og ga energien sin til resten, ble de avkjølt mer. Nå skal nøytrinogassen ha kjølt seg ned til 1,9 K, hvis nøytrinoer ikke har noen masse (eller massene deres er ubetydelige).

Ved en temperatur T≈0,7 MeV brytes den termodynamiske likevekten mellom protoner og nøytroner, som eksisterte før, og forholdet mellom konsentrasjonen av nøytroner og protoner fryser til en verdi på 0,19. Syntesen av kjerner av deuterium, helium, litium begynner. Etter ~200 sekunder etter universets fødsel synker temperaturen til verdier der nukleosyntese ikke lenger er mulig, og den kjemiske sammensetningen av materie forblir uendret frem til fødselen av de første stjernene ^[76] .

Problemer med Big Bang-teorien

Til tross for betydelige fremskritt, står teorien om det varme universet overfor en rekke vanskeligheter. Hvis Big Bang forårsaket utvidelsen av universet, kan det i det generelle tilfellet oppstå en sterk inhomogen fordeling av materie, som ikke blir observert. Big Bang-teorien forklarer heller ikke utvidelsen av universet, den aksepterer det som et faktum ^[78] .

Teorien antar også at forholdet mellom antall partikler og antipartikler i det innledende stadiet var slik at det resulterte i den moderne overvekten av materie over antimaterie. Det kan antas at universet i begynnelsen var symmetrisk - det var samme mengde materie og antimaterie, men for å forklare baryonasymmetrien er det nødvendig med en eller annen mekanisme for baryogenese , som bør føre til muligheten for protonnedbrytning , som heller ikke er observert ^[71] .

Ulike teorier om den store foreningen antyder fødselen i det tidlige universet av et stort antall magnetiske monopoler , som heller ikke har blitt oppdaget før nå ^[79] .

inflasjonsmodell

Oppgaven til inflasjonsteorien er å svare på spørsmålene etter ekspansjonsteorien og teorien om Big Bang: «Hvorfor utvider universet seg? Og hva er Big Bang? For å gjøre dette ekstrapoleres ekspansjonen til nullpunktet i tid og hele universets masse er på ett punkt, og danner en kosmologisk singularitet, ofte kalt Big Bang. Tilsynelatende er den generelle relativitetsteorien på den tiden ikke lenger anvendelig, noe som fører til mange, men så langt, dessverre, bare rent spekulative forsøk på å utvikle en mer generell teori (eller til og med "ny fysikk") som løser dette problemet med kosmologisk singularitet .

Hovedideen med inflasjonsstadiet er at hvis vi introduserer et skalarfelt kalt inflanton , hvis innvirkning er sterk i de innledende stadiene (starter fra ca. 10 ^-42 s), men raskt avtar med tiden, vil den flate geometrien plass kan forklares, mens Hubble-ekspansjonen blir til bevegelse ved treghet på grunn av den store kinetiske energien som akkumuleres under inflasjon, og opprinnelsen fra et lite, i utgangspunktet kausalt forbundet område forklarer universets uniformitet og isotropi ^[80] .

Det er imidlertid veldig mange måter å sette en inflaton på, som igjen gir opphav til en hel masse modeller. Men flertallet er basert på antakelsen om sakte rulling: inflantonpotensialet avtar sakte til en verdi lik null. Den spesifikke typen potensial og metoden for å sette startverdiene avhenger av den valgte teorien.

Teorier om inflasjon er også delt inn i uendelig og endelig i tid. I en teori med uendelig inflasjon, er det områder av verdensrommet - domener - som begynte å utvide seg, men på grunn av kvantesvingninger returnerte til sin opprinnelige tilstand, der forhold for gjentatt inflasjon oppstår. Slike teorier inkluderer enhver teori med uendelig potensial og Lindes kaotiske inflasjonsteori ^[80] .

Teorier med begrenset inflasjonstid inkluderer hybridmodellen. Det er to typer felt i den: den første er ansvarlig for store energier (og dermed for ekspansjonshastigheten), og den andre for små, som bestemmer tidspunktet for fullføring av inflasjonen. I dette tilfellet kan kvantesvingninger bare påvirke det første feltet, men ikke det andre, og derfor er selve inflasjonsprosessen begrenset.

De uløste problemene med inflasjon inkluderer temperaturhopp i et veldig bredt område, på et tidspunkt faller den nesten til absolutt null. På slutten av oppblåsningen blir stoffet oppvarmet til høye temperaturer. Rollen til en mulig forklaring på en slik merkelig oppførsel er foreslått «parametrisk resonans» ^[81] .

multivers

"Multiverse", "Big Universe", "Multiverse", "Hyperuniverse", "Superuniverse", "Multiverse", "Omniverse" er ulike oversettelser av det engelske begrepet multiverse. Det dukket opp under utviklingen av teorien om inflasjon ^[82] .

Områder i universet atskilt med avstander større enn størrelsen på hendelseshorisonten utvikler seg uavhengig av hverandre. Enhver observatør ser bare de prosessene som skjer i et domene som er lik i volum til en kule med en radius lik avstanden til partikkelhorisonten. I inflasjonsepoken krysser ikke to ekspansjonsregioner, atskilt med en avstand i horisontens rekkefølge.

Slike domener kan betraktes som separate universer som vårt eget: de er like ensartede og isotrope i store skalaer. Konglomeratet av slike formasjoner er Multiverset.

Den kaotiske teorien om inflasjon antar en uendelig variasjon av universer, som hver kan ha forskjellige fysiske konstanter fra andre universer ^[83] . I en annen teori er universene forskjellige i deres kvantedimensjon ^[84] . Per definisjon kan disse forutsetningene ikke testes eksperimentelt.

Alternativer til inflasjonsteori

Den kosmiske inflasjonsmodellen er ganske vellykket, men ikke nødvendig for betraktningen av kosmologi. Hun har motstandere, inkludert Roger Penrose . Argumentasjonen deres koker ned til det faktum at løsningene som er foreslått av inflasjonsmodellen etterlater savnede detaljer. For eksempel gir ikke denne teorien noen grunnleggende begrunnelse for at tetthetsforstyrrelser på pre-inflasjonsstadiet skal være akkurat så små at det oppstår en observerbar grad av homogenitet etter inflasjon. Situasjonen er lik med romlig krumning: den avtar kraftig under inflasjon, men ingenting hindret den i å være så viktig før inflasjon at den fremdeles manifesterer seg på det nåværende stadiet av universets utvikling. Med andre ord, problemet med startverdierikke løst, men bare dyktig drapert.

Som et alternativ foreslås eksotiske teorier som strengteori og brane-teori , og syklisk teori . Hovedideen med disse teoriene er at alle nødvendige startverdier dannes før Big Bang.

• Strengteori krever å legge til noen flere dimensjoner til den vanlige firedimensjonale rom-tid, som ville ha spilt en rolle i det tidlige stadiet av universet, men som nå er i en komprimert tilstand. På det uunngåelige spørsmålet hvorfor disse dimensjonene komprimeres, foreslås følgende svar: superstrenger har T-dualitet , i forbindelse med hvilken strengen "spoler seg" på ytterligere dimensjoner, og begrenser størrelsen deres ^[85] .
• I brane-teori (M-teori) starter alt med en kald, statisk femdimensjonal romtid. De fire romlige dimensjonene er begrenset av tredimensjonale vegger eller tre-braner ; en av disse veggene er rommet vi bor i, mens den andre branen er skjult for persepsjonen. Det er en annen tre-bran "tapt" et sted mellom de to grensebraene i firedimensjonalt rom. I følge teorien, når denne branen kolliderer med vår, frigjøres en stor mengde energi og dermed dannes betingelsene for oppkomsten av Big Bang ^[86] .
• Sykliske teorier postulerer at Big Bang ikke er unikt i sitt slag, men innebærer universets overgang fra en tilstand til en annen. Sykliske teorier ble først foreslått på 1930-tallet. Snublesteinen til slike teorier var termodynamikkens andre lov , ifølge hvilken entropi bare kan øke. Dette betyr at tidligere sykluser ville vært mye kortere og at saken i dem ville vært mye varmere enn på tidspunktet for siste Big Bang, noe som er usannsynlig. For tiden er det to teorier av syklisk type som har klart å løse problemet med stadig økende entropi: Steinhardt-Turok-teorien og Baum-Frampton-teorien ^{[87] [88]} .

Teorien om evolusjon av storskala strukturer

Dannelse og kollaps av protogalatiske skyer i representasjonen av kunstneren

Som dataene om den kosmiske bakgrunnen viser, i øyeblikket for separasjon av stråling fra materie, var universet faktisk homogent, variasjonene i materie var ekstremt små, og dette er et betydelig problem. Det andre problemet er cellestrukturen til superklynger av galakser og samtidig den sfæriske strukturen til mindre klynger. Enhver teori som forsøker å forklare opprinnelsen til universets storskalastruktur må nødvendigvis løse disse to problemene (samt riktig modellering av galaksenes morfologi).

Den moderne teorien om dannelsen av en storskala struktur, så vel som individuelle galakser, kalles den "hierarkiske teorien". Essensen av teorien koker ned til følgende: Til å begynne med var galaksene små i størrelse (omtrent som magellanske skyer ), men over tid smelter de sammen og danner stadig større galakser.

Nylig har teoriens gyldighet blitt stilt spørsmålstegn ved, og nedbemanning har ikke i liten grad bidratt til dette . I teoretiske studier er imidlertid denne teorien dominerende. Det mest slående eksemplet på slik forskning er Millennium-simulering (Millennium run) ^[89] .

Generelle bestemmelser

Den klassiske teorien om opprinnelsen og utviklingen av fluktuasjoner i det tidlige universet er Jeans-teorien på bakgrunn av utvidelsen av et homogent isotropisk univers ^[90] :

${\displaystyle \vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,}$

${\displaystyle {\frac {\partial \delta }{\partial t}}+Hx\triangledown \delta +\triangledown v=0,}$

${\displaystyle {\frac {\partial v}{\partial t}}+Hv+H(x\triangledown )v=-u_{s}^{2}\triangledown \delta -\triangledown \Phi ,}$

hvor u _s er lydhastigheten i mediet, G er gravitasjonskonstanten, og ρ er tettheten til det uforstyrrede mediet, er størrelsen på den relative fluktuasjonen, Φ er gravitasjonspotensialet som skapes av mediet, v er hastigheten av mediet er p(x,t) den lokale tettheten til mediet, og hensynet skjer i det kommende koordinatsystemet.${\displaystyle \delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.}$

Det ovennevnte likningssystemet kan reduseres til et som beskriver utviklingen av inhomogeniteter:

${\displaystyle {\frac {\partial ^{2}\delta }{\partial t^{2}}}+2H{\frac {\partial \delta }{\partial t}}+\left({\frac {k^{2}}{a^{2}}}u_{s}^{2}-4\pi G\rho \right)\delta =0,}$

hvor a er skalafaktoren og k er bølgevektoren. Spesielt av det følger det at ustabile er fluktuasjoner hvis størrelse overstiger:

${\displaystyle \lambda >\lambda _{J}={\sqrt {\frac {u_{s}^{2}\pi }{G\rho }}}.}$

I dette tilfellet vokser forstyrrelsen lineært eller svakere, avhengig av utviklingen av Hubble-parameteren og energitettheten.

Denne modellen beskriver på en adekvat måte sammenbruddet av forstyrrelser i et ikke-relativistisk medium hvis størrelsen deres er mye mindre enn den gjeldende hendelseshorisonten (inkludert for mørk materie under det strålingsdominerte stadiet). For de motsatte tilfellene er det nødvendig å vurdere de eksakte relativistiske ligningene. Energi-momentum-tensoren til en ideell væske med hensyn til små tetthetsforstyrrelser

${\displaystyle T_{\nu }^{\mu }=(\rho +\delta \rho +p+\delta p)u^{\mu }u_{\nu }-\delta _{\nu }^{\mu }(p+\delta p)}$

er bevart kovariant, hvorfra de hydrodynamiske ligningene generalisert for det relativistiske tilfellet følger. Sammen med GR-ligningene representerer de det opprinnelige likningssystemet som bestemmer utviklingen av fluktuasjoner i kosmologien på bakgrunn av Friedmans løsning ^[90] .

Epoke før rekombinasjon

Det valgte øyeblikket i utviklingen av universets storskalastruktur kan betraktes som øyeblikket for hydrogenrekombinasjon. Frem til dette punktet fungerer noen mekanismer, etter - helt annerledes ^[91] .

De innledende tetthetsbølgene er større enn hendelseshorisonten og påvirker ikke tettheten av materie i universet. Men når den utvider seg, sammenlignes størrelsen på horisonten med bølgelengden til forstyrrelsen, som de sier, "bølgen forlater horisonten" eller "kommer inn i horisonten." Etter det er utvidelsesprosessen forplantningen av en lydbølge på en ekspanderende bakgrunn.

I denne epoken kommer bølger med en bølgelengde på ikke mer enn 790 Mpc for den gjeldende epoken inn under horisonten. Bølger som er viktige for dannelsen av galakser og deres klynger kommer inn helt i begynnelsen av dette stadiet.

På dette tidspunktet er saken et multikomponent plasma, der det er mange forskjellige effektive mekanismer for å dempe alle lydforstyrrelser. Den kanskje mest effektive blant dem innen kosmologi er silkedemping . Etter at alle lydforstyrrelser er undertrykt, gjenstår bare adiabatiske forstyrrelser.

I noen tid går utviklingen av vanlig og mørk materie synkront, men på grunn av interaksjon med stråling faller temperaturen til vanlig materie saktere. Det er en kinematisk og termisk separasjon av mørk materie og baryonisk materie. Det antas at dette øyeblikket inntreffer når${\displaystyle z=10^{5}.}$

Oppførselen til baryon-fotonkomponenten etter separasjon og frem til slutten av det strålingsstadiet er beskrevet av ligningen ^[91] :

${\displaystyle \Phi ''+{\frac {4}{\eta }}\Phi '+u_{s}^{2}k^{2}\Phi =0,}$

hvor k  er momentumet til den betraktede bølgen, η  er den konforme tiden. Det følger av løsningen hans at i den epoken økte ikke amplituden til forstyrrelser i tettheten til baryonkomponenten, men opplevde akustiske svingninger:

${\displaystyle \delta _{rad}\propto -cos(u_{s}k\eta ).}$

Samtidig opplevde ikke mørk materie slike svingninger, siden verken lystrykket eller trykket fra baryoner og elektroner påvirker det. Dessuten vokser amplituden til forstyrrelsene:

${\displaystyle \delta _{CDM}\propto ln(k\eta ).}$

Etter rekombinasjon

Etter rekombinasjon er trykket fra fotoner og nøytrinoer på materie ubetydelig. Følgelig er likningssystemene som beskriver forstyrrelser av mørk og baryonisk materie like:

${\displaystyle \delta '-k^{2}v=3\Phi ',}$

${\displaystyle v'+{\frac {2}{\eta }}v=-\Phi .}$

Allerede ut fra likheten mellom typen ligninger kan man anta, og deretter bevise, at forskjellen i fluktuasjoner mellom mørk og baryonisk materie har en tendens til å være konstant. Med andre ord ruller vanlig materie inn i potensielle brønner dannet av mørk materie. Veksten av forstyrrelser umiddelbart etter rekombinasjon bestemmes av løsningen

${\displaystyle \delta =C_{1}+{\frac {\Omega _{B}}{\Omega _{CDM}}}C_{2}{\frac {1}{\eta }}+{\frac {C_{3}}{\eta ^{3}}}+C_{4}\eta ^{2},}$

hvor  er konstanter avhengig av startverdiene. Som det fremgår av det ovenstående, vokser tetthetssvingningene ved store tider proporsjonalt med skalafaktoren:${\displaystyle C_{i}}$

${\displaystyle \delta \propto \eta ^{2}\propto a(\eta ).}$

Alle forstyrrelsesveksthastighetene gitt i dette avsnittet og i det forrige vokser med bølgetallet , derfor, med et innledende flatt spektrum av forstyrrelser, kommer forstyrrelser av de minste romlige skalaene tidligere inn i kollapsstadiet, det vil si objekter med mindre masse dannes først.${\displaystyle k}$

For astronomi er objekter med en masse på ~10 ⁵ Mʘ av _interesse . Faktum er at når mørk materie kollapser, dannes en protohalo. Hydrogen og helium, som tenderer til sentrum, begynner å stråle, og ved masser mindre enn 10 ⁵ M _ʘ , kaster denne strålingen gassen tilbake til utkanten av protostrukturen. Ved høyere masser starter prosessen med dannelsen av de første stjernene.

En viktig konsekvens av den første kollapsen er at det dukker opp stjerner med høy masse som sender ut i den harde delen av spekteret. De utsendte harde kvantene møter på sin side nøytralt hydrogen og ioniserer det. Således, umiddelbart etter det første utbruddet av stjernedannelse, skjer sekundær ionisering av hydrogen ^[91] .

Mørk energidominansstadium

La oss anta at trykket og tettheten til mørk energi ikke endres med tiden, det vil si at den beskrives av en kosmologisk konstant. Så følger det av de generelle ligningene for fluktuasjoner i kosmologien at forstyrrelsene utvikler seg som følger:

${\displaystyle \delta _{M}\propto a^{3}{\frac {k^{2}}{a^{2}}}\Phi .}$

Tatt i betraktning at potensialet er omvendt proporsjonalt med skalafaktoren , betyr dette at veksten av forstyrrelser ikke forekommer og deres størrelse er uendret. Dette betyr at den hierarkiske teorien ikke tillater strukturer som er større enn de som er observert i dag.${\displaystyle a}$

I en tid med dominans av mørk energi finner to siste viktige hendelser for storskalastrukturer sted: utseendet til galakser som Melkeveien - dette skjer ved z~2, og litt senere - dannelsen av klynger og superklynger av galakser ^[91] .

Teoriproblemer

Den hierarkiske teorien, som følger logisk fra moderne, beviste ideer om dannelsen av stjerner og bruker et stort arsenal av matematiske verktøy, har nylig møtt en rekke problemer, både teoretiske og, enda viktigere, observasjonsmessige ^[89] :

1. Det største teoretiske problemet ligger på det punktet hvor termodynamikken og mekanikken smelter sammen: uten introduksjon av ytterligere ikke-fysiske krefter, er det umulig å tvinge to mørk materie-haloer til å smelte sammen.
2. Tomrom dannes mer sannsynlig nærmere vår tid enn rekombinasjon, men nylig oppdagede absolutt tomme rom med dimensjoner på 300 Mpc kommer i dissonans med denne uttalelsen.
3. Gigantiske galakser er også født til feil tid, antallet per volumenhet på store z er mye større enn det teorien forutsier. Dessuten forblir det det samme når det teoretisk sett skal vokse veldig raskt.
4. Data om de eldste kulehopene vil ikke tåle et utbrudd på 100 _Mʘ stjernedannelse og foretrekker stjerner som vår sol.

Og dette er bare en del av problemene som konfronterte teorien.

Problemer med moderne modeller

Hvis du ekstrapolerer Hubbles lov tilbake i tid, ender du opp med et punkt, en gravitasjonssingularitet , kalt en kosmologisk singularitet . Dette er et stort problem, siden hele fysikkens analytiske apparat blir ubrukelig. Og selv om det, ved å følge banen til Gamow , foreslått i 1946, er mulig å ekstrapolere pålitelig inntil de moderne fysikkens lover er operative, er det ennå ikke mulig å nøyaktig bestemme dette øyeblikket for begynnelsen av den "nye fysikken". Det antas at den er lik i størrelsesorden Planck-tiden , s.${\displaystyle \sim 10^{-43}}$

Spørsmålet om universets form er et viktig åpent spørsmål i kosmologien. Når vi snakker matematisk, står vi overfor problemet med å finne en tredimensjonal topologi av den romlige delen av universet, det vil si en slik figur som best representerer det romlige aspektet av universet. Den generelle relativitetsteorien som lokal teori kan ikke gi et fullstendig svar på dette spørsmålet, selv om den også introduserer noen begrensninger.

For det første er det ikke kjent om universet er globalt romlig flatt, det vil si om lovene for euklidisk geometri gjelder på de største skalaene. For tiden tror de fleste kosmologer at det observerbare universet er veldig nært romlig flatt med lokale folder der massive objekter forvrenger romtiden. Dette synet har blitt bekreftet av de siste WMAP -dataene som ser på "akustiske oscillasjoner" i temperaturavvikene til CMB.

For det andre er det ikke kjent om universet bare er koblet eller multiplisert. I følge standard ekspansjonsmodellen har universet ingen romlige grenser, men kan være romlig endelig. Dette kan forstås av eksemplet med en todimensjonal analogi: overflaten av en kule har ingen grenser, men har et begrenset område, og krumningen til kulen er konstant. Hvis universet virkelig er romlig begrenset, kan du i noen av modellene, beveger deg i en rett linje i alle retninger, komme til reisens startpunkt (i noen tilfeller er dette umulig på grunn av utviklingen av rom-tid ^{[ 92]} ).

For det tredje er det forslag om at universet opprinnelig ble født roterende. Det klassiske opprinnelsesbegrepet er ideen om isotropien til Big Bang, det vil si fordelingen av energi likt i alle retninger. En konkurrerende hypotese dukket imidlertid opp og fikk en viss bekreftelse: en gruppe forskere fra University of Michigan, ledet av fysikkprofessor Michael Longo (Michael Longo), fant ut at galaksers spiralarmer mot klokken er 7 % mer vanlig enn galakser med "motsatt orientering". ", som kan indikere tilstedeværelsen av universets første rotasjonsmoment. Denne hypotesen bør også testes ved observasjoner på den sørlige halvkule ^[93] .

Historien om oppdagelsen av universet

Gammel kosmografi og tidlig astronomi

Sivilisasjoner i Asia og Middelhavet

Mesopotamia

I et relativt lite område mellom Tigris og Eufrat eksisterte flere kulturer etter hverandre. Deres kosmogoniske syn ligner på hverandre. Navnene på gudene endret seg, noen detaljer, men essensen ble bevart.

I følge beskrivelsen av Diodorus Siculus blant folkene i Mesopotamia er universet delt inn i tre verdener: den himmelske verdenen til guden Anu , den jordiske verdenen til Bel , identifisert med Enlil , og underverdenen, der Ea regjerer . Den andre verden, over bakken, er som et fjell og ser ut som en veltet rund lekter, uthulet nedenfra. Den himmelske verden gjentar formen til den terrestriske, og tar avstand fra den ved det himmelske hav . Solen beveger seg fra øst til vest og følger stien som er satt for den, akkurat som stjernene ^{[94] [95]} .

Når det gjelder astronomisk kunnskap, er dataene om den veldig fragmentariske. For det første er dateringen av de eldste og faktisk de eneste kildene om dette emnet, mul APIN og Astrolabe, ekstremt unøyaktig og kan variere med årtusener i forskjellige verk, selv om de fleste forskere har en tendens til Kassite-perioden. For det andre er gjenstandene beskrevet i astrolaber og mul APIN fortsatt bare delvis identifisert, selv om mange hypoteser har blitt fremsatt. For det tredje, bortsett fra faktumet om stjernenes immobilitet, kan ingen informasjon hentes fra disse kildene om ideene til de gamle babylonske astronomene: ingen forklaring er gitt for planetenes bevegelse, og det er ingen informasjon om riktig bevegelse av planetene. stjernene, som babylonerne kunne oppdage, gitt observasjonsperioden og nøyaktigheten.

Det er heller ingen pålitelige data om hvordan stjernenes bevegelse ble beregnet. Noen forskere hevder at babylonerne allerede brukte et sfærisk koordinatsystem, men motstandere, basert på en motsetning med kosmogoniske synspunkter og en rekke andre inkonsekvenser, bestrider dette synspunktet ^[94] .

Det gamle Egypt

I egyptisk mytologi var det ingen enhetlige ideer om skapelsen av verden . Det var flere forskjellige versjoner ^[96] .

Så i den ene satte de solguden Ra i sentrum av universet og betraktet ham som faren til alle andre guder. Han og åtte av hans etterkommere dannet den såkalte ennead av Heliopolis . I følge Heliopolis-legenden dukket Atum opp fra urvannet , og etter hans vilje begynte den hellige steinen Benben å vokse fra dem . Stående på toppen fødte Atum Shu , luftens gud, og Tefnut , fuktighetsgudinnen. Dette paret fødte barna deres, Geb , jordens gud, og Nut , himmelens gudinne. Disse første generasjonene av guder representerer grunnlaget for skapelsen i enneaden. Geb og Nut fødte Osiris , Isis ,Seth og Nephthys , som representerer henholdsvis den fruktbare flomsletten i Nilen og den golde ørkenen.

Den motsatte versjonen fantes i byen Hermopolis, hvor det ble antatt at verden kom fra åtte eldgamle guder, den såkalte ogdoad . Denne åtte besto av fire par guder og gudinner, som symboliserer skaperverkets elementer. Nun og Naunet tilsvarer urvannet, Hu og Howhet  til verdensrommets uendelighet, Kuk og Kauket  til evig mørke. Det fjerde paret har endret seg mange ganger, men siden det nye riket består det av Amun og Amaunetsom representerer usynlighet og luft. I følge den germanske versjonen var disse gudene mødrene og fedre til solguden, som brakte lys og videre skapelse inn i verden.

Verdensrommet var ikke homogent og isotropisk for egypterne. Hvert stort tempel ble ansett som et spesielt sted, en "klump av væren". Pyramider med sin komplekse og mystiske topologi var også spesielle steder. Og påvirkningen av Nilens retning fra sør til nord var ekstremt sterk. Så mye at da de egyptiske troppene så Eufrat strømme i motsatt retning, kalte de det en omvendt elv (Mu kedu, lit. "Inverted water", translit. egyptisk mw-qd.w) ^[97] .

Fra de astronomiske tekstene i originalen har ingenting overlevd til vår tid, bortsett fra de kunstneriske maleriene på sarkofagene til Midtriket og inskripsjonene til Det Nye Riket. Kartene til "dekanene" kan også tilskrives astronomiske dokumenter. Tilsynelatende snakker vi om stjerner eller stjernebilder, men bare Sirius og Orion kan med sikkerhet identifiseres. Kanskje hadde de gamle egypterne sin egen måte å beregne posisjonen til dekanene, vesentlig forskjellig fra vår og tapt ved begynnelsen av Midtriket ^[98] .

Antikkens Hellas

Figuren av himmellegemene er en illustrasjon av det ptolemaiske geosentriske systemet i verden , laget av den portugisiske kartografen Bartolomeu Velho i 1568. Lagret i Frankrikes nasjonalbibliotek

Antikkens Hellas, som mange andre eldgamle sivilisasjoner, skapte sin egen idé om universet. Men det unike med antikkens Hellas var at det hadde mer enn én modell: forskjellige filosofiske skoler la frem ekstremt forskjellige modeller av verden, og hver ble argumentert på en eller annen måte.

Tidlige filosofiske skoler pekte ut visse stoffer eller figurer som grunnleggende. Gjennom disse fundamentene ble tidlige ideer om universet bygget. Så, da flyter jordens skive i vann , som tilfellet var med Thales , så flyter bare en sylinder i uendelig rom, som tilfellet var med Anaximander , etc.

Pytagoreerne foreslo en pyrosentrisk modell av universet der stjernene, solen, månen og seks planeter kretser rundt den sentrale ilden (Hestia). For å få et hellig antall - ti - sfærer totalt, ble Counter-Earth (Antichthon) erklært som den sjette planeten. Både Solen og Månen, ifølge denne teorien, skinte med det reflekterte lyset fra Hestia ^[99] . Dette verdenssystemet ble beskrevet av Philolaus .

De fleste antikke greske forskere var imidlertid tilhengere av det geosentriske systemet i verden , også grunnlagt av pytagoreerne.

Avstandene mellom armaturene til pytagoreerne tilsvarte de musikalske intervallene i skalaen; når de roterer, høres «sfærenes musikk» ut, ikke hørt av oss. Pytagoreerne anså jorden for å være sfærisk, og noen av dem ( Ekfant og Hyket ) roterte til og med rundt en akse, og det er derfor endringen av dag og natt skjer.

Platon analyserte hele verden gjennom prisme av ideene hans om den åndelige essensen. Uunngåelig påvirket dette også verdens struktur. Stjernene hans var "guddommelige enheter" med kropp og sjel. Deres synlige form er ild, og den skinner for å få dem til å se sine lyseste og vakreste ut. Og for å ligne Helheten ble de skapt sfæriske. Kosmos i Platons syn er ikke evig, siden alt som føles er en ting, og ting blir gamle og dør. Dessuten ble tiden selv født sammen med kosmos.

Platon var den første som foreslo å dekomponere de ujevne bevegelsene til armaturene til "perfekte" bevegelser i sirkler. Eudoxus av Cnidus svarte på dette kallet . I sine ikke-bevarte skrifter skisserte han teorien om homosentriske sfærer  - et kinematisk skjema for planetarisk bevegelse, som forklarte bakoverbevegelsen til planetene (med flere overlagrede sirkulære bevegelser) i bare fire sfærer, i sentrum av disse var jorden.

Universets struktur ifølge Aristoteles. Kulene er merket med tall: jord (1), vann (2), luft (3), ild (4), eter (5), drivkraft (6). Skalaen respekteres ikke

Det kosmologiske systemet, som var av stor betydning i middelalderen, ble skapt av Aristoteles ^[100] . Han mente at himmellegemer bæres i sin bevegelse av solide himmelsfærer som de er festet til. Etter hans mening settes alt som beveger seg i bevegelse av noe ytre, som igjen også beveges av noe, og så videre, helt til vi kommer til motoren, som i seg selv er ubevegelig - til Prime Mover. Han betraktet jorden som ubevegelig.

Heraclid Pontic antok rotasjonen av jorden rundt sin akse. I tillegg, på grunnlag av den magre informasjonen som har kommet ned til oss, kan det antas at Heraklid anså Venus og Merkur for å dreie rundt solen, som igjen dreier seg rundt jorden. Det er en annen rekonstruksjon av systemet til Heraklids verden: både Solen og Venus, og Jorden roterer i sirkler rundt et enkelt senter, og perioden for én omdreining av Jorden er lik et år ^[101] . I dette tilfellet var Heraclids teori en organisk utvikling av verdenssystemet til Philolaus og den umiddelbare forgjengeren til det heliosentriske systemet til Aristarchus -verdenen .

I første halvdel av det III århundre f.Kr. e. Aristarchus foreslo det heliosentriske systemet i verden. Basert på det heliosentriske systemet og uobserverbarheten til stjernenes årlige parallakser , konkluderte han med at avstanden fra jorden til solen er ubetydelig sammenlignet med avstanden fra solen til stjernene. I tillegg foreslo han en metode for å måle avstanden til Solen og Månen og deres størrelser. Ifølge ham er jorden 250 ganger mindre enn solen i volum. Selv om han tok feil numerisk, gjorde metoden hans det mulig å fastslå at jorden er mye mindre enn solen.

Fra det tredje århundre f.Kr. e. Gresk vitenskap assimilerte prestasjonene til babylonerne, inkludert prestasjoner innen astronomi og matematikk. Men grekerne gikk mye lenger. Omtrent 230 f.Kr. e. Apollonius av Perga utviklet en ny metode for å representere ujevn periodisk bevegelse gjennom en grunnsirkel - den deferente - og en sekundær sirkel som sirkler rundt den deferente - episyklusen; selve armaturet beveger seg langs episykkelen. Denne metoden ble introdusert i astronomi av Hipparchus , som jobbet på Rhodos.

I det 1. århundre f.Kr e. Gemin kunngjorde den oppfatning at stjernene bare ser ut til å ligge på samme kule, men faktisk er de plassert i forskjellige avstander fra jorden. Det er all grunn til å tro at denne oppfatningen også oppsto tidligere, i det 3. eller 2. århundre f.Kr. e., siden det er assosiert med muligheten for eksistensen av riktige bevegelser av stjerner, muligheten for hvilken Hipparchus antok: tilstedeværelsen av slike bevegelser er uforenlig med ideen om stjerner som kropper festet på en sfære.

Etter en lang nedgang på slutten av 1. århundre. e. - tidlig 2. århundre e.Kr e. utforskning av himmelen og utviklingen av modeller av verden gjenopptas. Theon of Smyrna beskriver teorien om nestede sfærer  , en fysisk teori som prøver å forklare teorien om episykler. Dens essens er som følger. Se for deg to konsentriske kuler laget av solid materiale, mellom hvilke en liten kule er plassert. Det aritmetiske gjennomsnittet av radiene til store sfærer er radiusen til deferenten, og radiusen til den lille sfæren er radien til episyklusen. Rotering av de to store kulene vil føre til at den lille kulen roterer mellom dem. Hvis en planet er plassert på ekvator til en liten kule, vil dens bevegelse være nøyaktig den samme som i teorien om episykler; dermed er episyklusen ekvator til en mindre kule.

Denne teorien, med noen modifikasjoner, ble også fulgt av Ptolemaios. Det er beskrevet i hans verk Planetary Hypotheses ^[102] . Den bemerker spesielt at den maksimale avstanden til hver av planetene er lik minimumsavstanden til planeten etter den, det vil si at den maksimale avstanden til månen er lik minimumsavstanden til Merkur, osv. Ptolemaios var i stand til å estimere maksimal avstand til månen ved å bruke metoden som ligner på metoden til Aristarchus: 64 radier av jorden. Dette ga ham omfanget av hele universet. Som et resultat viste det seg at stjernene ligger i en avstand på rundt 20 tusen radier fra jorden. Ptolemaios gjorde også et forsøk på å anslå størrelsen på planetene. Som et resultat av tilfeldig kompensasjon av en rekke feil, viste jorden seg å være en mellomstor kropp av universet, og stjernene - omtrent like store som solen.

Sivilisasjoner i Amerika

Mesoamerika

Sivilisasjonene i Mesoamerika inkluderer aztekerne , mayaene , mixtekerne , olmekerne , purépechaene , zapotekerne , totekerne , totonakkene , huastekerne og chichimekerne . Og selv om forskjellene kan være store, selv innenfor samme sivilisasjon på forskjellige områder av livet, men når det gjelder generelle ideer om verden, er det en enhet av synspunkter med mindre avvik.

Mesoamerikanere begynte veldig tidlig å gjøre nøyaktige astronomiske observasjoner, vanligvis assosiert med landbruksbehov. De kunne nøyaktig beregne sol- og måneformørkelser, samt koordinatene til Venus på himmelen. En nøyaktig kalender ble også laget.

Men en betydelig plass i de mesoamerikanske ideene er ikke okkupert av resultatene av observasjoner, men av astrologi og kalenderen ^[103] . Så ideen om syklisitet, innebygd i kalenderen, overføres til alle hendelsene i denne verden, periodene med disse repetisjonene er assosiert med hellige tall for mesoamerikanere, for eksempel 400, 20, 52. Syklisitet er også tilstede i kosmogoni: verden blir ødelagt og gjenskapt igjen. Det var fire slike sykluser totalt, den nåværende er den femte. Hvis vi antar at startdatoen for kronologien er riktig satt, faller slutten av gjeldende syklus på 2012 ^[104] .

Verdens struktur var også lik: verden har vertikale og horisontale inndelinger. I projeksjon er dette en firkant, hvis hjørner er orientert mot kardinalpunktene. Verdenstreet passerer gjennom sentrum av verden , og forbinder 13 himmelske verdener, den jordiske verden og 9 underjordiske. Hver del av verden hadde sin egen gud og farge, som var forskjellig mellom forskjellige folk. Verdens fødsel ble gitt av kampen mellom to motsatte prinsipper: godt og ondt, lys og mørke, etc. ^[105]

Middelalderen

Europa

I middelalderen dominerte det geosentriske systemet i verden ifølge Ptolemaios i det katolske Europa. Dette systemet, kombinert med synspunktene til Aristoteles, fikk offisiell anerkjennelse og støtte fra Kirken og Den hellige stol ^[106] . En av de viktigste popularisatorene av Aristoteles' system med homosentriske sfærer var den kjente filosofen og teologen Thomas Aquinas ^[107] . Han anså dette systemet som det eneste riktige; episykler og eksentrikere, fikset i vitenskapen av Ptolemaios, ble ansett som et "nødvendig onde", en praktisk matematisk fiksjon laget for å lette beregninger.

Samtidig begynte det å dukke opp universiteter i Europa. Til tross for at de til en viss grad var under kontroll av den katolske kirke, ble de hovedsentrene for vitenskapelig tenkning, bidro til utvikling og akkumulering av kunnskap om universets struktur ^[108] .

Islamsk verden

Al-Shirazi- manuskript , som illustrerer teorien hans om planetbevegelser

Innenfor naturfilosofi og kosmologi fulgte de fleste arabiske vitenskapsmenn Aristoteles lære. Den var basert på inndelingen av universet i to fundamentalt forskjellige deler - den sublunar og supralunar verden. Den undermåneske verden er riket til det foranderlige, forgjengelige, forbigående; tvert imot, den supralunære, himmelske verden er riket til det evige og uforanderlige. Beslektet med denne forestillingen er begrepet naturlige steder. Det er fem typer materie, og de har alle sine naturlige steder i vår verden: elementet jord er i selve sentrum av verden, etterfulgt av de naturlige stedene for elementene vann, luft, ild, eter.

Innenfor kosmologi var forskerne i islams land tilhengere av verdens geosentriske system. Imidlertid var det uenigheter om hvilken versjon av den som skulle foretrekkes: teorien om homosentriske sfærer eller teorien om episykler .

I XII - tidlig XIII århundrer ble teorien om episykler utsatt for et massivt angrep fra de arabiske filosofene og vitenskapsmennene i Andalusia . Denne bevegelsen kalles noen ganger «det andalusiske opprøret» ^[106] . Dens grunnlegger var Muhammad ibn Baja , kjent i Europa som Avempats (d. 1138), arbeidet ble videreført av hans student Muhammad ibn Tufayl (ca. 1110-1185) og studentene til den siste Hyp ad-Din al-Bitruji ^{[no] ]} , også kjent som Alpetragius , og Averroes ; Maimonides er en av dem ., en representant for det jødiske samfunnet i Andalusia. Disse forskerne var overbevist om at teorien om episykler, til tross for alle dens fordeler fra et matematisk synspunkt, ikke samsvarer med virkeligheten, siden eksistensen av episykler og eksentriske deferenter er i strid med Aristoteles fysikk, ifølge hvilken det eneste rotasjonssenteret for himmellegemer kan bare være sentrum av verden, sammenfallende med jordens sentrum.

Teorien om episykler i sin ptolemaiske versjon (teorien om eksentrisitetshalvering) kunne imidlertid ikke tilfredsstille astronomene fullt ut. I denne teorien, for å forklare planetenes ujevne bevegelse, antas det at bevegelsen til midten av episykkelen langs den deferente ser ensartet ut når den ikke sees fra midten av deferenten, men fra et eller annet punkt, som kalles equant. , eller utjevningspunkt. I dette tilfellet er jorden heller ikke plassert i sentrum av deferenten, men forskyves til siden symmetrisk til ekvantpunktet i forhold til sentrum av deferenten. I Ptolemaios teori , vinkelhastighetenmidten av episykkelen med hensyn til ekvanten er uendret, og sett fra midten av deferenten, endres vinkelhastigheten til midten av episykkelen under planetens bevegelse. Dette er i strid med den generelle ideologien til pre-Kepleriansk astronomi, ifølge hvilken alle bevegelser av himmellegemer er sammensatt av ensartede og sirkulære bevegelser.

Muslimske astronomer (begynner med ibn al-Haytham , 1000-tallet) bemerket en annen, rent fysisk, vanskelighet i Ptolemaios teori. I følge teorien om nestede sfærer, som ble utviklet av Ptolemaios selv, ble bevegelsen av midten av episykkelen langs deferenten representert som rotasjonen av en materiell sfære. Imidlertid er det absolutt umulig å forestille seg rotasjonen av et stivt legeme rundt en akse som går gjennom midten, slik at rotasjonshastigheten er konstant i forhold til et punkt utenfor rotasjonsaksen.

Det var forsøk på å gå utover det geosentriske systemet, men de møtte betydelig motstand fra ortodokse teologer, som avviste alle naturfilosofiske teorier som motsier tesen om Allahs allmakt ^[109] .

ortodokse verden

Bilde av verden ifølge Kosma Indikoplov (fra " Christian topography ")

Ideen om verden i Bysants og landene som sluttet seg til østlig rite-kristendom var nært forbundet med teologi . Det var nødvendig å forklare omverdenen og ikke komme i konflikt med Den hellige skrift . Selv i det VI århundre. manuskriptet " kristen topografi " dukket opp av Cosmas Indikopleustus , en kjøpmann fra Alexandria . I Byzantium ble hun ikke tatt på alvor. Patriark Photiusskrev til den bulgarske tsaren Michael om henne som ikke verdig oppmerksomhet, påpekte det absurde i hennes ideer om himmelen og så i forfatteren «mer en forteller av fabler enn en forteller om sannhet». Imidlertid har sammensetningen blitt utbredt i Vest-Europa. I den før-mongolske perioden penetrerte den territoriet til Kievan Rus og hadde innflytelse frem til 1600-tallet ^[110] .

Cosmas Indikopleust avviste hypotesen om jordens sfærisitet og hele systemet til Ptolemaios, og kalte slike tanker "sirkulær kjetteri." Han underbygget dette med at den hellige skrift sier at englene ved det annet komme vil kalle nasjonene «fra himmelens ende til deres ende» med en basunklang. Og hvis jorden er sirkulær, så er himmelen sirkulær, det vil si at den ikke har noen kant, og dette er i strid med Skriften. Videre, hvis himmelen er "sirkulær" og derfor ikke berører kantene på kloden, hvordan vil da mennesker ved den generelle oppstandelsen stige opp fra jorden på tidspunktet for det annet komme. Ifølge Cosmas hadde jorden formen av et rektangel. Ovenfra stiger dette rektangelet til et fjell, hvis topp er skrånende mot nordvest, og forskjellige folkeslag bor i skråningen av dette fjelllandet fra nord til sør. Når den passerer, er solen nærmere de sørlige landene enn de nordlige.hav , og på kanten stiger en solid, men gjennomsiktig vegg av himmelhvelvet, direkte tilstøtende det oversjøiske landet.

I tillegg til arbeidet til Kozma Indikopleust, var det boken "Seks dager" av den bulgarske forfatteren på 1000-tallet, Johannes eksark , som har kommet ned til oss i et manuskript fra 1263 ^[110] . Dette verket er mye mer kontroversielt enn det første. På den ene siden legger John frem synspunkter som ligner på Cosmas, men det er hint om at forfatteren forestiller seg jorden som en ball. Dessuten, i motsetning til Cosmas, skiller han planeter fra stjerner.

Kosmografiske representasjoner av østlig kristendom er også inneholdt i boken til teologen John of Damaskus fra 800-tallet "An Exact Exposition of the Orthodox Faith". Synspunktene til John er allerede direkte motsatt av synspunktene til Cosmas: Zodiac er beskrevet i alle detaljer, de astrologiske husene til planetene er beskrevet, sympati for jordens sirkularitet er merkbar. Damaskus bok trekker ikke frem et helhetlig syn på himmelens natur, men alle syn på himmelens natur er gitt. Synet på Basil den store er sympatisk sitert : "denne himmelen, den guddommelige basilikum er subtile vesen, sier han, natur, som røyk."

Renessanse (XV-XVI århundrer)

Tidlig renessanse (XV århundre)

Kosmologien til Nicholas av Cusa (1401-1464), fremsatt i avhandlingen On Learned Ignorance, er nyskapende. Han antok universets materielle enhet og anså jorden for å være en av planetene som også beveget seg; himmellegemer er bebodd, det samme er jorden, og enhver observatør i universet kan med samme grunn anse seg selv som ubevegelig. Etter hans mening er universet ubegrenset, men begrenset, siden uendelighet bare kan være karakteristisk for Gud alene.. Samtidig beholder Kuzan mange elementer fra middelalderens kosmologi, inkludert troen på eksistensen av himmelsfærer, inkludert den ytre, sfæren til fiksestjerner. Disse kulene er imidlertid ikke helt runde, deres rotasjon er ikke jevn, og rotasjonsaksene inntar ikke en fast posisjon i rommet. Som et resultat av dette har ikke verden et absolutt sentrum og en klar grense (sannsynligvis er det i denne forstand Nicholas' tese om universets uendelighet bør forstås) ^[111] .

Heliosentrisk system (andre halvdel av 1500-tallet)

Første halvdel av 1500-tallet er preget av fremveksten av et nytt, heliosentrisk verdenssystem av Nicolaus Copernicus . Copernicus plasserte Solen i sentrum av verden, som planetene dreide seg rundt (inkludert Jorden, som dessuten også roterte rundt sin akse). Han anså fortsatt universet for å være en begrenset sfære av fiksestjerner; tilsynelatende beholdt han troen på eksistensen av himmelsfærer ^[112] .

Sen renessanse (andre halvdel av 1500-tallet)

Den engelske astronomen Thomas Digges utviklet ideene til Copernicus og foreslo at rommet er uendelig og fylt med stjerner. Disse ideene ble utdypet av den italienske filosofen Giordano Bruno ^{[113] [114] [115]} . En rekke bestemmelser i Brunos kosmologi har en nyskapende og til og med revolusjonerende karakter for sin tid, som i stor grad forutså mange bestemmelser i moderne kosmologi: ideen om universets uendelighet og antall verdener i det, identifiseringen av stjerner med fjerne soler, ideen om universets materielle enhet. Samtidig ble noen ideer til Giordano Bruno (først av alt ideen om den universelle animasjonen av materie) snart forlatt av vitenskapen.

Tycho Brahes verdenssystem

Imidlertid aksepterte ikke alle forskere konseptet Copernicus. Så en av motstanderne var Tycho Brahe , og kalte det matematisk spekulasjon. Han foreslo sitt kompromiss "geheliosentriske" system av verden, som var en kombinasjon av læren til Ptolemaios og Copernicus: Solen, månen og stjernene kretser rundt den ubevegelige jorden, og alle planeter og kometer rundt solen. Brahe anerkjente heller ikke jordens daglige rotasjon.

Vitenskapelig revolusjon (XVII århundre)

Avsnittet mangler referanser til kilder (se også søkeanbefalinger ). Informasjonen må være kontrollerbar , ellers kan den bli slettet. Du kan redigere artikkelen ved å legge til referanser til autoritative kilder i form av fotnoter . ( 17. november 2013 )

Johannes Kepler så for seg universet som en kule med begrenset radius med et hulrom i midten, der solsystemet var lokalisert . Kepler anså det sfæriske laget utenfor dette hulrommet for å være fylt med stjerner - selvlysende objekter, også omgitt av planeter ^[116] , men med en fundamentalt annerledes natur enn solen^{[ kilde ikke spesifisert 3040 dager ]} . Et av argumentene hans er den umiddelbare forløperen til det fotometriske paradokset . En annen revolusjon er assosiert med navnet Kepler. Han erstatter sirkulære bevegelser, forverret av mange ekvanter, med en - langs en ellipse og utleder bevegelseslovene langs den, som nå bærer navnet hans.

Galileo Galilei , som la spørsmålet om universets uendelighet åpent, forsvarte synet om at stjernene er som solen. I midten av andre halvdel av 1600-tallet ble disse ideene støttet av Rene Descartes (virvelteori) ^[117] , Otto von Guericke og Christian Huygens . Huygens eier det første forsøket på å bestemme avstanden til en stjerne ( Sirius ) under antagelsen om at dens lysstyrke er lik solens.

Blant de mange tilhengerne av Brahe-systemet på 1600-tallet var den fremtredende italienske astronomen, jesuitten Giovanni Riccioli . Direkte bevis på jordens bevegelse rundt solen dukket opp først i 1727 ( lysaberrasjon ), men faktisk ble Brahe-systemet avvist av de fleste vitenskapsmenn allerede på 1600-tallet som uforsvarlig og kunstig komplisert sammenlignet med Copernicus-Kepler-systemet.

XVIII-XIX århundrer

På terskelen til 1700-tallet ble en bok av enorm betydning for all moderne fysikk, Isaac Newtons Principia Mathematica ^[118] utgitt . Den matematiske analysen som fortsatt lages gjør det mulig for fysikk å strengt vurdere fakta, samt å pålitelig bedømme kvaliteten på teoriene som prøver å beskrive dem.

På dette grunnlaget allerede i det XVIII århundre. Newton bygger sin modell av universet. Han innser at i en begrenset verden fylt med graverte kropper, vil det uunngåelig komme et øyeblikk når de alle smelter sammen med hverandre. Dermed mener han at universets rom er uendelig.

I en avhandling fra 1755 basert på arbeidet til Thomas Wright , antydet Immanuel  Kant at galaksen kunne være et roterende legeme som var bygd opp av et stort antall stjerner holdt sammen av gravitasjonskrefter som ligner de i solsystemet, men på et større skala. Fra synspunktet til en observatør som befinner seg inne i galaksen (spesielt i vårt solsystem), vil den resulterende disken være synlig på nattehimmelen som et lyst bånd. Kant antydet også at noen av tåkene som er synlige på nattehimmelen kan være separate galakser.

William Herschel foreslo at stjernetåkene kunne være fjerne stjernesystemer, lik de i Melkeveien . I 1785 prøvde han å bestemme formen og størrelsen på Melkeveien og solens posisjon i den, ved å bruke "scoop"-metoden  - telle stjerner i forskjellige retninger. I 1795, mens han observerte den planetariske tåken NGC 1514 , så han tydelig i midten en enkelt stjerne omgitt av tåket materie. Eksistensen av ekte tåker var dermed hevet over tvil, og det var ingen grunn til å tro at alle tåker var fjerne stjernesystemer ^[119] .

I 1837 oppdaget og målte V. Ya. Struve , basert på sine egne observasjoner, parallaksen α Lyra (publisert i 1839). Verdien han oppnådde (0,125" ± 0,055") var den første vellykkede bestemmelsen av parallaksen til en stjerne generelt. Dette var det første trinnet i å realisere de sanne romlige skalaene til universet ^[120] .

Det 20. århundre

A. A. Fridman

Det 20. århundre er århundret for fødselen av moderne kosmologi. Den oppstår på begynnelsen av århundret og, ettersom den utvikler seg, inneholder den alle de siste prestasjonene, for eksempel teknologier for å bygge store teleskoper, romflyvninger og datamaskiner.

De første skritt mot en moderne kosmologi ble tatt i 1908-1916. På dette tidspunktet gjorde oppdagelsen av et direkte proporsjonalt forhold mellom perioden og den tilsynelatende størrelsen av Cepheider i den lille magellanske skyen ( Henrietta Leavitt , USA) det mulig for Einar Hertzsprung og Harlow Shapley å utvikle en metode for å bestemme avstander fra Cepheider.

I 1916 skrev A. Einstein ligningene til den generelle relativitetsteorien  – gravitasjonsteorien, som ble grunnlaget for de dominerende kosmologiske teoriene. I 1917, for å prøve å få en løsning som beskriver det "stasjonære" universet, introduserte Einstein en ekstra parameter i ligningene for generell relativitet - den kosmologiske konstanten .

I 1922-1924. A. Friedman bruker Einsteins ligninger (med og uten den kosmologiske konstanten) på hele universet og oppnår ikke-stasjonære løsninger.

I 1929 oppdaget Edwin Hubble loven om proporsjonalitet mellom hastigheten til galakser som viker tilbake og deres avstand, senere oppkalt etter ham. Det blir åpenbart at Melkeveien bare er en liten del av det omkringliggende universet. Sammen med dette kommer bevis for Kants hypotese : noen tåker er galakser som vår. Samtidig bekreftes Friedmans konklusjoner om ikke-stasjonariteten til omverdenen, og samtidig bekreftes riktigheten av den valgte retningen i utviklingen av kosmologien ^[121] .

Fra det øyeblikket og frem til 1998 blir den klassiske Friedmann-modellen uten den kosmologiske konstanten dominerende. Påvirkningen av den kosmologiske konstanten på den endelige løsningen studeres, men på grunn av mangelen på eksperimentelle indikasjoner på dens betydning for å beskrive universet, brukes ikke slike løsninger til å tolke observasjonsdata.

I 1932 fremmet F. Zwicky ideen om eksistensen av mørk materie - et stoff som ikke manifesterer seg som elektromagnetisk stråling, men deltar i gravitasjonsinteraksjon. I det øyeblikket ble ideen møtt med skepsis, og først rundt 1975 fikk den en ny fødsel og ble allment akseptert ^[122] .

I 1946-1949, forsøkte G. Gamow å forklare opprinnelsen til kjemiske elementer, og anvender lovene i kjernefysikk til begynnelsen av universets ekspansjon. Slik oppstår teorien om det "varme universet" - teorien om Big Bang, og med den hypotesen om isotropisk kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling med en temperatur på flere Kelvin.

I 1964 oppdaget A. Penzias og R. Wilson en isotrop kilde til interferens i radiorekkevidden. Så viser det seg at dette er relikviestrålingen , spådd av Gamow. Teorien om det varme universet er bekreftet, og elementærpartikkelfysikk kommer til kosmologi.

I 1991-1993 ble fluktuasjoner av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen oppdaget i romeksperimentene «Relikt-1» og COBE. Riktignok vil bare noen medlemmer av COBE-teamet ^[121] senere motta Nobelprisen .

I 1998, et Hubble-diagram for store . Det viser seg at universet utvider seg med akselerasjon . Friedmans modell tillater dette bare med innføring av antigravitasjon, som er beskrevet av den kosmologiske konstanten. Det er en idé om eksistensen av en spesiell type energi som er ansvarlig for dette - mørk energi. En moderne teori om utvidelse dukker opp - ΛCDM-modellen, som inkluderer både mørk energi og mørk materie. Den akselererte ekspansjonen av universet begynte for 6-7 milliarder år siden. For tiden (slutten av 2010-tallet) utvider universet seg på en slik måte at avstandene i det dobles på 10 milliarder år, og denne hastigheten vil endre seg lite i den forutsigbare fremtiden ^{[123] :48} .${\displaystyle z}$

Notater

Kommentarer

Kilder

Litteratur

• Landau LD , Lifshitz, EM  (Engelsk) ( rus.. The Classical Theory of Fields (kurs i teoretisk fysikk)  (engelsk) . — revidert 4. engelsk. — New York: Pergamon Press  (Engelsk) ( rus., 1975. - S. 358-397. - ISBN 978-0-08-018176-9 .
• Liddell HG, Scott R. Et gresk-engelsk leksikon  . - Oxford University Press , 1968. - ISBN 978-0-19-864214-5 .
• Misner CW , Thorne KS , Wheeler JA Gravitasjon. —San Francisco: W.H. Freeman  (Engelsk) ( rus., 1973. - S. 703-816. - ISBN 978-0-7167-0344-0 .
• Raine DJ, Thomas EG En introduksjon til vitenskapen om  kosmologi . — Institute of Physics Publishing , 2001.
• Rindler, W. Essential Relativity: Special, General, and Cosmological . - New York: Springer Verlag , 1977. - S.  193-244 . - ISBN 978-0-387-10090-6 .
• Smithsonian Universe / Martin Rees. — 2. - London: Dorling Kindersley , 2012. - ISBN 978-0-7566-9841-6 .

Linker

• van der Waerden BL Det heliosentriske systemet i gresk, persisk og hinduistisk astronomi  (engelsk)  // Annals of the New York Academy of Sciences  (Engelsk) ( rus. : journal. - 1987. - Vol. 500, nei. 1 . - S. 525-545. - doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x . — Bibcode :  1987NYASA.500..525V .