Világegyetem

Az univerzum egy olyan fogalom, amelynek nincs szigorú definíciója a csillagászatban és a filozófiában [comm. 1] . Két alapvetően különböző entitásra oszlik: spekulatív (filozófiai) és anyagi , jelenleg vagy a belátható jövőben megfigyelhető. Ha a szerző megkülönbözteti ezeket az entitásokat, akkor a hagyományt követve az elsőt Univerzumnak, a másodikat csillagászati univerzumnak vagy metagalaxisnak nevezik (ez a kifejezés a közelmúltban gyakorlatilag kiesett).

Történelmileg különböző szavakat használtak a „minden tér” kifejezésre, beleértve a különböző nyelvek megfelelőit és változatait, például „ kozmosz ”, „világ” [1] , „égi szféra”. A "makrokozmosz" [2] kifejezést is használták, bár célja a rendszerek nagy léptékű meghatározása, beleértve azok alrendszereit és részeit is. Hasonlóképpen, a " mikrokozmosz " szót kis léptékű rendszerekre használják.

Bármilyen tanulmány vagy megfigyelés, legyen az egy fizikus megfigyelése arról, hogyan hasad fel egy atommag, egy gyerek néz egy macskát, vagy egy csillagász, aki egy távoli galaxist figyel meg , mind az Univerzum, vagy inkább egyes részei megfigyelése. Ezek a részek az egyes tudományok tanulmányozásának tárgyaiként szolgálnak, és a csillagászat és a kozmológia a lehető legnagyobb léptékben foglalkozik az Univerzumban, sőt az univerzum egészében is ; ebben az esetben az Univerzum vagy a világ megfigyelésekkel és űrkísérletekkel lefedett régiója, vagy kozmológiai extrapolációk tárgya - a fizikai Világegyetem egésze [3] .

A cikk témája a megfigyelhető Univerzum egészére vonatkozó ismeretek: a megfigyelések , azok elméleti értelmezése és a keletkezéstörténet .

Az Univerzum tulajdonságaira vonatkozó, egyértelműen értelmezhető tények közül a következőket mutatjuk be:

A leggyakoribb elem a hidrogén.	Az Univerzum tágulása z ~ 0,1 - ig lineáris , jó pontossággal .	Az ereklye-háttér a negyedrendű kicsinységi skálákon ingadozik.
A háttérhőmérséklet z -től függ .	Az L α -erdő jelenléte a távoli objektumok ( kvazárok ) spektrumában, ahol z > 6 .	Erős inhomogenitás jelenléte a galaxisok eloszlásában a 100 Mpc -nél kisebb léptékben .

E jelenségek elméleti magyarázatai és leírásai a kozmológiai elven alapulnak , melynek lényege, hogy a megfigyelők a megfigyelés helyétől és irányától függetlenül átlagosan ugyanazt a képet fedezik fel. Maguk az elméletek igyekeznek megmagyarázni és leírni a kémiai elemek eredetét , a fejlődés menetét és a terjeszkedés okát , a nagyméretű szerkezetek kialakulását .

Az első jelentős lökést az univerzum modern elképzelései felé Kopernikusz tette. A második legnagyobb hozzájárulást Kepler és Newton tette. De igazán forradalmi változások az univerzumról alkotott felfogásunkban csak a 20. században következtek be.

Etimológia

Az orosz "Univerzum" szó a művészet kölcsönzése . vsel҄enaꙗ [4] , amely az ógörög οἰκουμένη [ 5] szóból származó pauszpapír , az οἰκέω "lakok, lakom" igéből , és első értelemben csak a világ lakott részének jelentése volt. Ezért az orosz "Univerzum" szó a "település" főnévhez kapcsolódik, és csak a "minden" attribúciós névmással egybehangzó. A "világegyetem" legáltalánosabb meghatározása az ókori görög filozófusok körében a pitagoreusoktól kezdve a τὸ πᾶν (minden) volt, amely mind az összes anyagot ( τὸ ὅλον ), mind az egész kozmoszot ( τὸ κεν ) magában foglalta .

Az univerzum arca

Kémiai összetétel [7]	A háttérsugárzás átlagos hőmérséklete	Anyagsűrűség az Univerzumban [8] [9]	Állapotegyenlet [8]
H - 75% He - 23% O - 1% C - 0,5%	2,725 K	10–29 g / cm3 . ebből: Sötét energia - 68,3% Sötét anyag - 26,8% Barion anyag - 4,9%	-1,1±0,4

Az Univerzumot, mint az egész környező világot ábrázolva azonnal egyedivé és egyedivé tesszük. Ugyanakkor megfosztjuk magunkat attól a lehetőségtől, hogy a klasszikus mechanikával leírjuk: az Univerzum egyedisége miatt nem tud kölcsönhatásba lépni semmivel, rendszerrendszer, ezért olyan fogalmak, mint tömeg, forma, méret. elvesztik értelmüket azzal kapcsolatban. Ehelyett a termodinamika nyelvéhez kell folyamodni, olyan fogalmakat használva, mint a sűrűség , nyomás , hőmérséklet , kémiai összetétel .

Az Univerzum azonban kevéssé hasonlít a közönséges gázra. Már a legnagyobb léptékben az Univerzum tágulásával és a reliktum háttérrel állunk szemben . Az első jelenség természete az összes létező objektum gravitációs kölcsönhatása . Fejlődése határozza meg az univerzum jövőjét . A második jelenség a korai korszakok öröksége, amikor a forró ősrobbanás fénye gyakorlatilag megszűnt kölcsönhatásba lépni az anyaggal, elvált tőle. Most, az Univerzum tágulása miatt az akkor kibocsátott fotonok többsége a látható tartományból a mikrohullámú rádiótartományba került .

Ha 100 M - nál kisebb méretarányra költözünk , világos sejtszerkezet látható . A cellák belsejében üresség – üregek vannak . A falakat pedig galaxisok szuperhalmazai alkotják . Ezek a szuperhalmazok az egész hierarchia legfelső szintjét jelentik, ott vannak a galaxishalmazok , majd a galaxisok helyi csoportjai , a legalacsonyabb szint (5-200 kpc skála ) pedig nagyon különböző objektumok széles választéka. Természetesen mindegyik galaxis, de mindegyik különböző: lencse alakúak , szabálytalanok , elliptikusak , spirálisak , poláris gyűrűkkel, aktív magokkal stb.

Ezek közül külön érdemes megemlíteni a kvazárokat, amelyeket nagyon nagy fényerő és olyan kis szögméret jellemez, hogy a felfedezés után több évig nem tudták megkülönböztetni őket a "pontforrásoktól" - a csillagoktól . A kvazárok bolometrikus fényereje elérheti a 10 46 - 10 47 erg/s értéket [10] .

Áttérve a galaxis összetételére a következőket találjuk: sötét anyag , kozmikus sugarak , csillagközi gáz , gömbhalmazok , nyílt halmazok , kettős csillagok , nagyobb sokszínű csillagrendszerek , szupermasszív fekete lyukak és csillagtömegű fekete lyukak , és végül különböző populációjú csillagok .

Egyéni fejlődésük és egymással való kölcsönhatásuk számos jelenséget eredményez. Feltételezzük tehát, hogy a már említett kvazárok energiaforrása a csillagközi gáz egy szupermasszív központi fekete lyukba való felhalmozódása .

Külön érdemes megemlíteni a gamma-kitöréseket - ezek a kozmikus gammasugárzás intenzitásának hirtelen, rövid távú, lokalizált növekedése tíz és száz keV energiával [11] . A gamma-kitörések távolságára vonatkozó becslésekből arra lehet következtetni, hogy az általuk kibocsátott energia a gamma-tartományban eléri a 10 50 erg-et. Összehasonlításképpen, a teljes galaxis fényessége ugyanabban a tartományban "csak" 10 38 erg/c. Az ilyen fényes villanások az Univerzum legtávolabbi sarkaiból is láthatók, ezért a GRB 090423 vöröseltolódása z = 8,2.

A legösszetettebb komplexum, amely számos folyamatot foglal magában, a galaxis evolúciója [12] :

Az ábra közepén egy csillag fejlődésének fontos szakaszai láthatók : a keletkezésétől a haláláig. Lefutásuk kevéssé függ attól, hogy mi történik az egész galaxissal. Az újonnan képződött csillagok teljes száma és paraméterei azonban jelentős külső hatásoknak vannak kitéve. Azok a folyamatok, amelyek léptéke összemérhető a galaxis méretével vagy nagyobb, mint a galaxis mérete (az ábrán ezek mind a többiek, amelyek nem szerepelnek a központi régióban), megváltoztatják a morfológiai szerkezetet, a csillagkeletkezési sebességet , és ezáltal a kémiai folyamatok sebességét. evolúció, a galaxis spektruma stb.

Észrevételek

A fent leírt sokféleség megfigyelési jellegű problémák egész skáláját veti fel. Egy csoportba tartozhat az egyes jelenségek és tárgyak tanulmányozása, ezek a következők:

expanziós jelenség. Ehhez pedig meg kell mérni a lehető legtávolabbi objektumok távolságait és vöröseltolódásait. Közelebbről megvizsgálva, ez a távolsági skálának nevezett feladatok egész sorát jelenti .
Ereklye háttér.
Egyedi távoli objektumok, például kvazárok és gamma-kitörések.

A távoli és régi objektumok kevés fényt bocsátanak ki, és olyan óriási teleszkópokra van szükség, mint a Keck Obszervatórium , a VLT , a BTA , a Hubble , James Webb és az épülő E-ELT . Ezenkívül speciális eszközökre van szükség az első feladat elvégzéséhez, mint például a Hipparcos és a Gaia .

Mint említettük, a CMB sugárzás a mikrohullámú hullámhossz-tartományba esik, ezért a vizsgálatához rádiós megfigyelésekre és lehetőleg űrteleszkópokra, például WMAP -ra és Planckra van szükség .

A gamma-kitörések egyedi tulajdonságaihoz nemcsak a pályán lévő gamma-laboratóriumokra van szükség, mint például a SWIFT , hanem szokatlan távcsövekre - robotteleszkópokra - is, amelyek látómezeje nagyobb, mint a fent említett SDSS műszereké , és képesek automatikus üzemmódban is megfigyelni. . Ilyen rendszerek például az orosz " Master " hálózat teleszkópjai és a Tortora orosz-olasz projekt .

Az előző feladatok az egyes objektumokon végzett munkák. Teljesen más megközelítésre van szükség:

Az univerzum nagyléptékű szerkezetének tanulmányozása.
A galaxisok fejlődésének és alkotóelemeinek folyamatainak tanulmányozása . Így a lehető legrégibb objektumok és minél nagyobb számban történő megfigyelésére van szükség.

Egyrészt tömeges felmérési megfigyelésekre van szükség. Ez arra kényszeríti a széles látószögű teleszkópok használatát, mint például az SDSS projektben. Másrészt részletezésre van szükség, ami nagyságrendekkel meghaladja az előző csoport feladatainak többségét. Ez pedig csak a Föld átmérőjű alappal , vagy még inkább a Radioastron kísérlethez hasonló VLBI megfigyelések segítségével lehetséges .

Külön érdemes kiemelni az ereklye-neutrínók keresését . Megoldásához speciális teleszkópok - neutrínó teleszkópok és neutrínódetektorok - használata szükséges, mint például a Baksan neutrínó teleszkóp , a Bajkál víz alatti , az IceCube , a KATRIN .

A gamma-kitörésekkel és a kozmikus háttérrel foglalkozó egyik tanulmány azt jelzi, hogy a spektrumnak csak az optikai része nem elegendő. A Föld légkörének azonban csak két átlátszósági ablaka van : a rádió és az optikai tartományban, ezért nem nélkülözhetjük az űrobszervatóriumokat. A mostaniak közül itt a Chandra , Integral , XMM-Newton , Herschel példákat hozzuk fel . A Spektr-UV , IXO , Spektr-RG , Astrosat és még sokan mások fejlesztés alatt állnak .

Távolságskála és kozmológiai vöröseltolódás

A távolságmérés a csillagászatban többlépcsős folyamat. A fő nehézség pedig abban rejlik, hogy a különböző módszereknél a legjobb pontosságot különböző skálákon érik el. Ezért az egyre távolabbi objektumok mérésére egyre hosszabb módszerláncot alkalmaznak, amelyek mindegyike az előző eredményeire támaszkodik.

Mindezek a láncok a trigonometrikus parallaxis módszeren alapulnak - az alap, az egyetlen, ahol a távolságot geometriailag mérik, minimális feltevések és tapasztalati minták bevonásával. Más módszerek többnyire szabványos gyertyát használnak a távolság mérésére – egy ismert fényerősségű forrást. És a távolságot ki lehet számítani [13] :

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

ahol D a kívánt távolság, L a fényerő, és F a mért fényáram.

Trigonometrikus parallaxis módszer

A parallaxis az a szög, amely a forrásnak az égi szférára való vetületének köszönhető . Kétféle parallaxis létezik: éves és csoportos [14] .

Az éves parallaxis az a szög, amelynél a Föld pályájának átlagos sugara látható lenne a csillag tömegközéppontjából. A Föld keringési pályán való mozgása miatt bármely csillag látszólagos helyzete az égi szférán folyamatosan változik - a csillag egy ellipszist ír le, amelynek fő féltengelye megegyezik az éves parallaxissal. Az euklideszi geometria törvényeiből ismert parallaxis szerint a Föld pályájának középpontjától a csillagig mért távolság a következőképpen határozható meg [14] :

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

ahol D a kívánt távolság, R a Föld pályájának sugara, és a hozzávetőleges egyenlőség egy kis szögre van felírva ( radiánban ). Ez a képlet jól mutatja a módszer fő nehézségét: a távolság növekedésével a parallaxis értéke hiperbola mentén csökken, ezért a távoli csillagok távolságának mérése jelentős technikai nehézségekkel jár.

A csoportparallaxis lényege a következő: ha egy bizonyos csillaghalmaznak a Földhöz képest észrevehető sebessége van, akkor a vetületi törvények szerint tagjainak látható mozgási irányai egy pontban konvergálnak, amelyet a csillaghalmaz sugárzójának nevezünk. fürt. A sugárzás helyzetét a csillagok megfelelő mozgása és a spektrumvonalak Doppler-effektus miatti eltolódása határozza meg . Ekkor a klaszter távolságát a következő összefüggésből kapjuk [15] :

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

ahol a halmazcsillag szögsebessége ( évi ívmásodpercben ) és sugárirányú (km/s-ban) a Nap-csillag és a csillag-sugárzó vonal közötti szög, valamint a parszekben kifejezett távolság . Csupán a Hyade -oknak van észrevehető csoportparallaxisa, de a Hipparcos műhold felbocsátása előtt ez az egyetlen módja a régi objektumok távolságskálájának kalibrálásának [14] . $\mu$ $V_r$ $\lambda$ $D$

Módszer a cefeidáktól és az RR Lyrae csillagoktól való távolság meghatározására

A cefeidákon és az RR Lyrae típusú csillagokon az egységes távolságskála két ágra oszlik - a távolságskála a fiatal objektumok és az öregek számára [14] . A cefeidák főként a közelmúltbeli csillagkeletkezési régiókban találhatók, ezért fiatal objektumok. Az RR Lyrae típusú változók a régi rendszerek felé gravitálnak, például különösen sok van belőlük galaxisunk glóriájában található gömb alakú csillaghalmazokban .

Mindkét típusú csillag változó, de ha a cefeidák újonnan kialakult objektumok, akkor az RR Lyrae csillagok a fő sorozatból származnak - az A-F spektrális típusok óriásai, amelyek főként a gömbhalmazok szín-nagyság diagramjának vízszintes ágán helyezkednek el. A szokásos gyertyaként való felhasználás módja azonban eltérő:

A cefeidák esetében jó kapcsolat van a "pulzációs periódus - abszolút nagyságrenddel". Valószínűleg ez annak a ténynek köszönhető, hogy a cefeidák tömegei eltérőek.
Az RR Lyrae csillagok esetében az átlagos abszolút magnitúdó megközelítőleg azonos és [14] . ${\displaystyle M_{RR}\kb. 0,78^{m))$

A távolságok ezzel a módszerrel történő meghatározása számos nehézséggel jár:

Ki kell választani az egyes csillagokat. A Tejúton belül ez nem nehéz, de minél nagyobb a távolság, annál kisebb szög választja el a csillagokat.
Figyelembe kell venni a fény por általi elnyelését és térbeli eloszlásának inhomogenitását.

Ezenkívül a cefeidák számára továbbra is komoly problémát jelent az "impulzusperiódus - fényesség" függőség nullpontjának pontos meghatározása. A 20. század során értéke folyamatosan változott, ami azt jelenti, hogy a hasonló módon kapott távolságbecslés is változott. Az RR Lyrae csillagok fényereje, bár csaknem állandó, mégis függ a nehéz elemek koncentrációjától.

Ia típusú szupernóva távolság módszer

A szupernóva-robbanás egy kolosszális robbanásveszélyes folyamat, amely a csillagok egész testében megy végbe, miközben a felszabaduló energia mennyisége 10 50-10 51 erg [16] . Ezenkívül az Ia típusú szupernóvák maximális fényerő mellett ugyanolyan fényerővel rendelkeznek. Ez együtt lehetővé teszi a nagyon távoli galaxisok távolságának mérését.

Nekik köszönhetően 1998-ban két megfigyelőcsoport fedezte fel az Univerzum tágulásának felgyorsulását [17] . A gyorsulás ténye a mai napig szinte kétségtelen, azonban a szupernóvák alapján lehetetlen egyértelműen meghatározni a nagyságát: a nagy z hibák még mindig rendkívül nagyok [13] [18] .

Általában az összes fotometriás módszerre jellemző hátrányok és nyitott problémák mellett a következők is: [19] :

A K-korrekciós probléma. Ennek a problémának az a lényege, hogy nem a bolometrikus intenzitást (a teljes spektrumra integrálva) mérik, hanem a vevő egy bizonyos spektrális tartományában. Ez azt jelenti, hogy a különböző vöröseltolódású források esetében az intenzitást különböző spektrális tartományokban mérik. Ennek a különbségnek a figyelembe vételére egy speciális korrekciót vezetnek be, az úgynevezett K-korrekciót.
A távolság kontra vöröseltolódás görbe alakját különböző obszervatóriumok mérik különböző műszerekkel, ami problémákat okoz a fluxuskalibrálásnál stb.
Korábban azt hitték, hogy az összes Ia szupernóva fehér törpe egy szoros kettős rendszerben, ahol a második komponens egy vörös óriás. Azonban bizonyítékok merültek fel arra vonatkozóan, hogy ezek közül legalább néhány két fehér törpe egyesülése során keletkezhet, ami azt jelenti, hogy ez az alosztály már nem alkalmas szabványos gyertyaként való használatra.
A szupernóva fényességének függése az őscsillag kémiai összetételétől.

A távolság meghatározásának módszere gravitációs lencsék segítségével

Egy hatalmas test közelében elhaladva egy fénysugár eltérül. Így egy masszív test képes egy bizonyos fókuszban párhuzamos fénysugarat összegyűjteni , így képet alkot, és több is lehet. Ezt a jelenséget nevezzük gravitációs lencséknek . Ha a lencsézett tárgy változó és több képét is megfigyeljük, ez megnyílik a távolságmérés lehetősége, hiszen a lencse gravitációs mezőjének különböző részein a sugarak terjedése miatt eltérő időbeli késések lesznek a képek között. hatás hasonló a Shapiro-effektushoz a Naprendszerben) [20] .

Ha és (hol a szögtávolság) vesszük a kép és a forrás koordinátáinak jellemző skáláját (lásd az ábrát) a megfelelő síkban , akkor a képek száma közötti időkésleltetést a következőképpen írhatjuk fel [20] : $\xi$ $\eta$ ${\displaystyle \xi _{0}=D_{1))$ ${\displaystyle \eta _{0}=\xi _{0}D_{s}/D_{1))$ $D$ $én$ $j$

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

ahol és vannak a forrás és a kép szöghelyzete, a fénysebesség, a lencse vöröseltolódása és a modellválasztástól függően az elhajlási potenciál. Úgy gondolják, hogy a legtöbb esetben a lencse valós potenciálját jól közelíti egy olyan modell, amelyben az anyag radiálisan szimmetrikusan oszlik el , és a potenciál a végtelenbe fordul. Ezután a késleltetési időt a következő képlet határozza meg: ${\displaystyle \chi =\xi /\xi _{0))$ ${\displaystyle y=\eta /\eta _{0))$ $c$ $z_{1}$ $\psi$

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

A gyakorlatban azonban jelentős a módszer érzékenysége a galaxis halopotenciáljának formájára. Így az SBS 1520+530 galaxis mért értéke modelltől függően 46-72 km/(s Mpc) [21] . $H_{0}$

A vörös óriásoktól való távolság meghatározásának módszere

A legfényesebb vörös óriások abszolút csillagmagassága –3,0 m ±0,2 m [22] , ami azt jelenti, hogy alkalmasak a szabványos gyertyák szerepére. Megfigyelések szerint ezt a hatást először Sandage fedezte fel 1971-ben. Feltételezzük, hogy ezek a csillagok vagy a kis tömegű (napnál kisebb) csillagok vörös óriás ágának első felemelkedésének tetején vannak, vagy az aszimptotikus óriáságon fekszenek.

A módszer fő előnye, hogy a vörös óriások messze vannak a csillagkeletkezés és a magas porkoncentráció régióitól, ami nagyban megkönnyíti a kihalás kiszámítását. Fényességük rendkívül gyengén függ mind maguknak a csillagoknak, mind környezetük fémességétől .
Ennek a módszernek a fő problémája a vörös óriások kiválasztása a galaxis csillagösszetételének megfigyeléseiből. Kétféleképpen lehet megoldani [22] :

Klasszikus - a képek szélének kiválasztásának módszere. Ebben az esetben általában Sobel szűrőt használnak . A hiba kezdete a kívánt fordulópont . Néha a Sobel-szűrő helyett a Gauss-függvényt veszik közelítő függvénynek, és az élérzékelési függvény a megfigyelések fotometriai hibáitól függ. A csillag gyengülésével azonban a módszer hibái is gyengülnek. Emiatt a maximálisan mérhető fényerő két magnitúdóval rosszabb, mint amennyit a berendezés megenged.
A második módszer a fényességfüggvény megalkotása a maximum likelihood módszerrel. Ez a módszer azon a tényen alapul, hogy a vörös óriás ág fényességfüggvényét jól közelíti egy hatványfüggvény: $\xi (m)\propto 10^{am},$

ahol a 0,3-hoz közeli együttható, m a megfigyelt nagyság. A fő probléma a maximum likelihood módszer működéséből adódó sorozat egyes esetekben való eltérése [22] . Kérdések és kortárs viták

Az egyik probléma a Hubble-állandó értékének és izotrópiájának bizonytalansága. A kutatók egyik csoportja azt állítja, hogy a Hubble-állandó értéke 10-20°-os skálákon ingadozik [23] . Ennek a jelenségnek több oka is lehet:

Valós fizikai hatás - ebben az esetben a kozmológiai modellt radikálisan felül kell vizsgálni;
A szabványos hibaátlagolási eljárás helytelen [24] .

Ez a kozmológiai modell felülvizsgálatához is vezet, de talán nem annyira jelentős [25] . Sok más áttekintés és elméleti értelmezésük viszont nem mutat olyan anizotrópiát, amely meghaladja azt az anizotrópiát, amelyet a Galaxisunkat is magában foglaló inhomogenitás növekedése lokálisan okozott egy izotróp Univerzum egészében [26] [27] [28] [29] .

Az ereklye hátterének tanulmányozása

Az ereklye-háttér megfigyelésével nyerhető információk rendkívül sokrétűek: már maga az ereklye-háttér létezésének ténye is figyelemre méltó. Ha az Univerzum örökké létezett, akkor létezésének oka tisztázatlan - nem figyelünk meg olyan tömegforrásokat, amelyek képesek ilyen hátteret létrehozni. Ha azonban az Univerzum élettartama véges, akkor nyilvánvaló, hogy létrejöttének oka a kialakulásának kezdeti szakaszában rejlik [30] .

A mai napig az a vélemény uralkodik, hogy az ereklyesugárzás a hidrogénatomok képződésekor felszabaduló sugárzás. Ezt megelőzően a sugárzás anyagba volt zárva, vagy inkább abba, ami akkor volt - egy sűrű forró plazmába.

A reliktum háttérelemzés módszere ezen a feltételezésen alapul. Ha mentálisan nyomon követjük az egyes fotonok útját, akkor kiderül, hogy az utolsó szórás felülete egy gömb, akkor célszerű a hőmérséklet-ingadozásokat sorozatban kiterjeszteni a gömbfüggvények szempontjából [30] :

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

hol vannak a többpólusú együtthatók és a gömbharmonikusok. A kapott információ meglehetősen sokrétű. $a_{{lm}}$ $Y_{{lm}}$

A feketetest-sugárzástól való eltérésekbe különféle információk is beágyazódnak. Ha az eltérések nagy léptékűek és szisztematikusak, akkor a Sunyaev-Zeldovich-effektus figyelhető meg, míg a kis ingadozások az anyag fluktuációiból adódnak az Univerzum fejlődésének korai szakaszában.
Az Univerzum életének első másodperceiről (különösen az inflációs tágulás szakaszáról) különösen értékes információkat ad az ereklye háttér polarizációja.

Sunyaev-Zeldovich hatás

Ha a CMB fotonok útjuk során galaxishalmazok forró gázával találkoznak, akkor az inverz Compton-effektus miatti szórás során a fotonok felmelegednek (vagyis megnövelik a frekvenciát), és az energia egy részét a forró elektronoktól veszik el. Megfigyelések szerint ez a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás fluxusának csökkenésében fog megnyilvánulni a spektrum hosszú hullámhosszú tartományában lévő nagy galaxishalmazok irányában.

Ezzel a hatással információkat kaphat [31] :

a forró intergalaktikus gáz nyomásáról a klaszterben, és esetleg magának a halmaznak a tömegéről;
a klaszter sebességére a látóvonal mentén (különböző frekvenciájú megfigyelésekből);
a Hubble-állandó értékén, a gamma-tartományban végzett megfigyelések bevonásával. $H_{0}$

Megfelelő számú megfigyelt klaszterrel meg lehet határozni az Univerzum teljes sűrűségét . $\Omega$

Polarizáció

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás polarizációja csak a felvilágosodás korában jöhetett létre. Mivel a szórás Thompson , a relikvia sugárzás lineárisan polarizált. Ennek megfelelően a lineáris paramétereket jellemző Stokes-paraméterek és , különbözőek, és a paraméter nullával egyenlő. Ha az intenzitás skaláris felharmonikusokkal bővíthető, akkor a polarizáció kiterjeszthető az úgynevezett spin harmonikusokkal [30] : $K$ $U$ $V$

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

Megkülönböztetik az E-módot ( gradiens komponens) és a B-mode-ot ( forgó komponens) [32] .

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

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

Az E-mód akkor jelenhet meg, ha a sugárzás a Thompson-szórás miatt inhomogén plazmán halad át . A B-mód, amelynek maximális amplitúdója csak , csak akkor jelenik meg, ha kölcsönhatásba lép a gravitációs hullámokkal. $0,1\mu K$

A B-mód az Univerzum felfúvódásának jele, és az ősi gravitációs hullámok sűrűsége határozza meg . A B-mód megfigyelése kihívást jelent a CMB ezen alkatrészének ismeretlen zajszintje miatt, valamint amiatt, hogy a B-módot gyenge gravitációs lencsék keverik az erősebb E-móddal [33] .

A mai napig polarizációt észleltek, értéke több ( mikrokelvin ) szinten van. $\mu K$

CMB ingadozások

A háttérforrások, a dipólus és a kvadrupólus felharmonikusok állandó komponensének eltávolítása után már csak az égbolton szétszórt fluktuációk maradnak meg, amelyek amplitúdó-szórása a –15 és 15 μK közötti tartományba esik [8] .

Az elméleti adatokkal való összehasonlítás érdekében a nyers adatokat egy rotációs invariáns mennyiségre redukáljuk [30] :

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

A "spektrum" a mennyiségre épül fel , amelyből a kozmológia szempontjából fontos következtetések vonhatók le. Például az első csúcs helyzete alapján meg lehet ítélni az Univerzum teljes sűrűségét, nagysága alapján pedig a barionok tartalmát. ${\frac {l(l+1)C_{l}}{2\pi }}$

Így az anizotrópia és a polarizáció E-módja közötti keresztkorreláció egybeeséséből a kis szögekre elméletileg előrejelzettekkel ( ), valamint a nagy szögek tartományában tapasztalható jelentős eltérésből arra a következtetésre juthatunk, hogy rekombinációs korszakról van szó. z ≈ 15-20 -nál . $\theta <5^{\circ }$

Mivel a fluktuációk Gauss-féleek, a Markov-lánc módszer használható a maximális likelihood felület megszerkesztésére. Általánosságban elmondható, hogy a háttérben lévő adatok feldolgozása programok egész komplexuma. Azonban mind a végeredmény, mind a felhasznált feltételezések és kritériumok vitathatóak. Különböző csoportok kimutatták a különbséget a fluktuációk eloszlása és a Gauss-féle eloszlás között, az eloszlástérkép függését a feldolgozó algoritmusoktól [34] [35] [36] .

Váratlan eredmény volt a rendellenes eloszlás nagy léptékben (6°-tól és többtől). A Planck űrobszervatórium legújabb alátámasztó adatainak minősége kiküszöböli a mérési hibákat. Talán egy még feltáratlan és feltáratlan jelenség okozza [37] .

Távoli objektumok megfigyelése

Les Lyman-alfa

Néhány távoli objektum spektrumában erős abszorpciós vonalak nagy felhalmozódása figyelhető meg a spektrum egy kis szakaszán (az úgynevezett vonalerdőben). Ezeket a vonalakat a Lyman sorozat vonalaiként azonosítják, de eltérő vöröseltolódásokkal.

A semleges hidrogénfelhők az L α (1216 Å) és a Lyman-határig terjedő hullámhosszon nyelték el a fényt . Az Univerzum tágulása miatt hozzánk érkező, eredetileg rövid hullámhosszú sugárzás ott nyelődik el, ahol hullámhosszát ehhez az „erdőhöz” viszonyítjuk. A kölcsönhatás keresztmetszete nagyon nagy, és a számítások azt mutatják, hogy a semleges hidrogén kis része is elegendő ahhoz, hogy a folytonos spektrumban nagy abszorpciót hozzon létre.

Ha a fény útjában nagyszámú semleges hidrogénfelhő található, a vonalak olyan közel helyezkednek el egymáshoz, hogy a spektrumban egy meglehetősen széles intervallumon belül süllyedés alakul ki. Ennek az intervallumnak a hosszú hullámhossz határa L α , a rövid hullámhossz pedig a legközelebbi vöröseltolódástól függ, amely alatt a közeg ionizált, és kevés a semleges hidrogén. Ezt a hatást Ghan-Peterson effektusnak nevezik.

A hatás a z > 6 vöröseltolódású kvazárokban figyelhető meg. Ebből arra a következtetésre jutottunk, hogy az intergalaktikus gáz ionizációs korszaka z ≈ 6 -nál kezdődött [38] [39] .

Gravitációs objektívek

A hatások közé, amelyek megfigyelése szintén bármilyen objektumra lehetséges (nem számít, ha távol van), a gravitációs lencsék hatását is fel kell sorolni. Az utolsó részben felhívtuk a figyelmet arra, hogy a gravitációs lencsét távolságskála felépítésére használják, ez az úgynevezett erős lencsézés egyik változata , amikor a forrásképek szögelkülönülése közvetlenül megfigyelhető. Létezik azonban gyenge lencsézés is , melynek segítségével feltárható a vizsgált tárgyban rejlő lehetőségek. Így a segítségével kiderült, hogy a 10 és 100 Mpc közötti méretű galaxishalmazok gravitációsan kötődnek, ezáltal a világegyetem legnagyobb stabil rendszerei. Az is kiderült, hogy ezt a stabilitást egy olyan tömeg biztosítja, amely csak gravitációs kölcsönhatásban nyilvánul meg - a sötét tömeg vagy ahogy a kozmológiában nevezik, a sötét anyag [40] [41] .

Kvazár megfigyelések

A kvazárok egyedülálló tulajdonsága a nagy gázkoncentráció a sugárzási tartományban. A modern elképzelések szerint ennek a gáznak a fekete lyukba való felhalmozódása ilyen nagy fényerőt biztosít az objektumoknak. Egy anyag magas koncentrációja a nehéz elemek magas koncentrációját is jelenti, és ezáltal észrevehetőbb abszorpciós vonalakat. Így vízvonalakat találtak az egyik lencsés kvazár spektrumában [42] .

Egyedülálló előnye a nagy fényerő a rádiós tartományban, ennek hátterében a sugárzás egy részének hideggáz általi elnyelése jobban észrevehető. Ebben az esetben a gáz egyaránt tartozhat a kvazár natív galaxisához és egy véletlenszerű semleges hidrogénfelhőhöz az intergalaktikus közegben, vagy egy olyan galaxishoz, amely véletlenül a látómezőbe került (ebben az esetben gyakran előfordul, hogy egy ilyen galaxis nem látható – túl homályos a távcsöveink számára). A galaxisok csillagközi anyagának ezzel a módszerrel történő tanulmányozását „transzmissziós vizsgálatnak” nevezik, például hasonló módon fedezték fel az első szuperszoláris fémességű galaxist [43] .

Szintén fontos eredménye ennek a módszernek az alkalmazásának, bár nem a rádióban, hanem az optikai tartományban, a deutérium elsődleges bőségének mérése. Az ilyen megfigyelésekből nyert deutérium bőség modern értéke [44] . $D/H_{p}\kb. 3\cdot 10^{-5}$

A kvazárok segítségével egyedi adatokat kaptunk a háttérháttér hőmérsékletéről z ≈ 1,8 és z = 2,4 mellett. Az első esetben a semleges szén hiperfinom szerkezetének vonalait vizsgáltuk, amelyeknél a T ≈ 7,5 K (a háttérháttér akkori feltételezett hőmérséklete) kvantumok töltik be a pumpálás szerepét, inverz szintű populációt biztosítva [45 ] . A második esetben a molekuláris hidrogén H 2 , hidrogén-deuterid HD és szén-monoxid CO molekulák vonalait találtuk, amelyek spektrumának intenzitását a háttérháttér hőmérsékletének mérésére használtuk, ez egybeesett a várható értékkel. jó pontosság [46] .

Egy másik eredmény, amely a kvazároknak köszönhető, a csillagkeletkezési sebesség becslése nagy z-nél. Először két különböző kvazár spektrumát, majd ugyanannak a kvazárnak a spektrumának egyes részeit összehasonlítva erős süllyedést találtunk a spektrum egyik UV-részében [47] . Ilyen erős zuhanást csak a sugárzást elnyelő nagy koncentrációjú por okozhat. Korábban spektrális vonalak segítségével próbálták kimutatni a port, de nem sikerült azonosítani a sorok konkrét sorozatát, bizonyítva, hogy porról van szó, nem pedig nehéz elemek keverékéről a gázban. Ennek a módszernek a továbbfejlesztése tette lehetővé a csillagkeletkezési sebesség z-nél ~2 és ~6 közötti becslését [48] .

A gamma-kitörések megfigyelései

A gamma-kitörések egyedülálló jelenségek, természetéről nincs általánosan elfogadott vélemény. A tudósok túlnyomó többsége azonban egyetért azzal az állítással, hogy a csillagtömegű objektumok a gamma-kitörés elődjei [49] .

A gamma-kitörések felhasználásának egyedülálló lehetőségei az Univerzum szerkezetének tanulmányozására a következők [49] :

Mivel a gamma-kitörés elődje egy csillagtömegű objektum , így a gamma-kitörések nagyobb távolságra követhetők, mint a kvazárok, mind magának az elődnek a korábbi kialakulása, mind a kvazár kis tömege miatt. fekete lyuk, és ennélfogva kisebb fényereje is arra az időre.
A gamma-kitörés spektruma folytonos, azaz nem tartalmaz spektrumvonalakat . Ez azt jelenti, hogy a gamma-kitörés spektrumának legtávolabbi abszorpciós vonalai a befogadó galaxis csillagközi közegének vonalai. Ezeknek a spektrumvonalaknak az elemzéséből információkat nyerhetünk a csillagközi közeg hőmérsékletéről, fémességéről, ionizációs fokáról és kinematikájáról.
A gammasugár-kitörések szinte ideális módot biztosítanak az intergalaktikus közeg tanulmányozására a reionizációs korszak előtt , mivel hatásuk az intergalaktikus közegre 10 nagyságrenddel kisebb, mint a kvazároké a forrás rövid élettartama miatt.
Ha a gamma-kitörés utófénye a rádiótartományban elég erős, akkor a 21 cm-es vonal segítségével meg lehet ítélni a gamma-kitörés progenitorgalaxisa közelében lévő intergalaktikus közegben a semleges hidrogén különböző szerkezeteinek állapotát.
A csillagkeletkezés folyamatainak részletes tanulmányozása az Univerzum fejlődésének korai szakaszában gamma-kitörések segítségével erősen függ a jelenség természetének választott modelljétől, de ha kellő statisztikát gyűjtünk és az eloszlásokat ábrázoljuk. A gamma-kitörések vöröseltolódástól függő jellemzőinek vizsgálatakor, meglehetősen általános feltételek mellett, megbecsülhető a csillagkeletkezés sebessége és a születő csillagok tömegfüggvénye [49] .
Ha elfogadjuk azt a feltevést, hogy a gamma-kitörés a III. populáció szupernóva-robbanása, akkor tanulmányozhatjuk az Univerzum nehézfémekkel való gazdagodásának történetét.
Ezenkívül a gamma-kitörés egy nagyon halvány törpegalaxis indikátoraként szolgálhat, amelyet nehéz észlelni az égbolt "masszív" megfigyelésével.

A gamma-kitörések általános megfigyelése és különösen az Univerzum tanulmányozására való alkalmazhatósága komoly problémát jelent szórványosságuk és az idő rövidsége, amikor a kitörés utáni fény, amely egyedül meghatározhatja a távolságot, spektroszkópiailag megfigyelhető.

Az Univerzum evolúciójának és nagyléptékű szerkezetének tanulmányozása

Nagyméretű szerkezet feltárása

Az Univerzum nagy léptékű szerkezetének tanulmányozásának első módja , amely nem veszített relevanciájából, az úgynevezett „csillagszámlálás” vagy „csillaglapát” módszer volt . Lényege, hogy megszámolja a különböző irányú objektumok számát. Herschel alkalmazta a 18. század végén, amikor még csak gyanították a távoli űrobjektumok létezését, és az egyetlen megfigyelhető objektum a csillag volt, innen ered az elnevezés is. Ma már persze nem csillagokat számolnak, hanem extragalaktikus objektumokat (kvazárok, galaxisok), és a kiválasztott irány mellett z-ben eloszlásokat építenek.

Az extragalaktikus objektumokkal kapcsolatos legnagyobb adatforrások az egyes objektumok egyedi megfigyelései, felmérések, mint például az SDSS, APM, 2df , és olyan összeállított adatbázisok, mint a Ned és a Hyperleda . Például a 2df felmérésben az égbolt lefedettsége ~ 5%, az átlagos z 0,11 (~ 500 Mpc), az objektumok száma pedig ~ 220 000 volt.

Már a bemutatott ábrán is látható, hogy a galaxisok kis léptékben inhomogén módon helyezkednek el a térben. Részletesebb vizsgálat után kiderül, hogy a galaxisok eloszlásának térszerkezete sejtes: keskeny falak, amelyek szélességét a galaxishalmazok és szuperhalmazok mérete határozza meg, és ezeken a sejteken belül üregek, ún. [41] .

A domináns vélemény az, hogy ha több száz megaparszekes léptékre haladunk, a sejteket összeadjuk és átlagoljuk, a látható anyag eloszlása homogénné válik [50] [51] . Az egyértelműség azonban ebben a kérdésben még nem sikerült: különböző módszerek segítségével egyes kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy a galaxisok eloszlása nem egyenletes a legnagyobb vizsgált léptékig [52] [53] . Ugyanakkor a galaxisok eloszlásában tapasztalható inhomogenitások nem zárják ki azt a tényt, hogy az Univerzum kiindulási állapotában nagy homogenitást mutat, ami a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás magas fokú izotrópiájából adódik.

Ugyanakkor azt találták, hogy a galaxisok számának vöröseltolódási eloszlása összetett. A különböző objektumok függése eltérő. Azonban mindegyikre jellemző több lokális maximum [54] [55] [56] jelenléte . Hogy ez mihez kapcsolódik, az még nem teljesen világos.

Egészen a közelmúltig nem volt világos, hogyan alakul az Univerzum nagyméretű szerkezete. A legújabb munkák azonban azt mutatják, hogy először a nagy galaxisok alakultak ki, és csak azután a kicsik (az úgynevezett leépítési hatás) [57] [58] .

Csillaghalmazok megfigyelései

A megfigyelő kozmológia számára a gömbhalmazok fő tulajdonsága, hogy kis térben sok azonos korú csillag található. Ez azt jelenti, hogy ha a klaszter egyik tagjától mért távolságot valamilyen módon mérjük, akkor a klaszter többi tagjától való távolság különbsége elhanyagolható.

A halmaz összes csillagának egyidejű kialakulása lehetővé teszi annak korának meghatározását: a csillagfejlődés elmélete alapján a szín-nagyság diagramra izokronokat építenek, azaz különböző tömegű csillagok azonos korú görbéit. Összehasonlítva őket a halmaz csillagainak megfigyelt eloszlásával, megállapítható a halmaz kora.

A módszernek számos nehézsége van. Megoldani próbálták őket, a különböző csapatok különböző időpontokban különböző korokat kaptak a legrégebbi klaszterek számára, ~8 milliárd évtől [59] ~ 25 milliárd évig [60] .

A galaxisokban a gömbhalmazok , amelyek a galaxisok régi gömb alakú alrendszerének részét képezik, sok fehér törpét tartalmaznak - viszonylag kis tömegű, kialakult vörös óriások maradványait. A fehér törpéket megfosztják saját termonukleáris energiaforrásaiktól, és kizárólag a hőtartalékok kibocsátása miatt sugároznak. A fehér törpékben megközelítőleg azonos tömegű őscsillagok vannak, ami azt jelenti, hogy hozzávetőlegesen azonos a hőmérséklet-időfüggésük. Ha a fehér törpe spektrumából meghatározzuk a fehér törpe aktuális abszolút nagyságát, és ismerjük a lehűlés során fennálló idő-fényesség-függést, meg lehet határozni a törpe korát [61]

Ez a megközelítés azonban nagy technikai nehézségekkel jár – a fehér törpék rendkívül halvány tárgyak –, megfigyelésükhöz rendkívül érzékeny műszerekre van szükség. Az első és eddig egyetlen teleszkóp, amely képes megoldani ezt a problémát, a Hubble Űrteleszkóp. A legrégebbi klaszter kora a vele dolgozó csoport szerint milliárd év [61] , az eredmény azonban vitatott. Az ellenzők azt jelzik, hogy a további hibaforrásokat nem vették figyelembe, évmilliárdokra becsülték [62] . $12.7\pm 0.7$ $12,4_{-1,5}^{+1,8}$

Nem fejlődött tárgyak megfigyelése

A ténylegesen elsődleges anyagból álló tárgyak belső fejlődésük rendkívül alacsony üteme miatt korunkig fennmaradtak. Ez lehetővé teszi számunkra, hogy tanulmányozzuk az elemek elsődleges kémiai összetételét, és anélkül, hogy túlzottan részleteznénk, és a magfizika laboratóriumi törvényei alapján megbecsülhetjük az ilyen objektumok korát, ami alsó határt ad az életkornak. Az Univerzum egésze.

Ebbe a típusba tartoznak: az alacsony fémtartalmú kis tömegű csillagok (az úgynevezett G-törpék), az alacsony fémtartalmú HII régiók, valamint a BCDG osztályba tartozó szabálytalan törpegalaxisok (Blue Compact Dwarf Galaxy).

A modern elképzelések szerint a lítiumnak az elsődleges nukleoszintézis során kellett volna képződnie. Ennek az elemnek a sajátossága abban rejlik, hogy a részvételével zajló nukleáris reakciók nem túl nagy hőmérsékleten kezdődnek, kozmikus léptékben. A csillagfejlődés során pedig az eredeti lítiumot szinte teljesen újra kellett hasznosítani. Csak a hatalmas populációjú II-es típusú csillagok közelében maradhatott meg. Az ilyen csillagok nyugodt, nem konvektív légkörrel rendelkeznek, ami lehetővé teszi, hogy a lítium a felszínen maradjon anélkül, hogy a csillag melegebb belső rétegeiben kiégne.

A mérések során azt találták, hogy a legtöbb ilyen csillagban a lítium mennyisége [63] :

A(Li)=12+\log(Li/H)=2,12.

Vannak azonban olyan csillagok, köztük az ultraalacsony fémtartalmúak is, amelyekben a bőség lényegesen alacsonyabb. Hogy ez mihez kapcsolódik, az nem teljesen világos, feltételezhető, hogy ez valamilyen módon összefügg a légkörben zajló folyamatokkal [64] .

A CS31082-001 csillagban, amely a II. típusú csillagpopulációhoz tartozik, vonalakat találtak, és megmérték a tórium és az urán koncentrációját a légkörben. Ennek a két elemnek különböző felezési ideje van, így arányuk idővel változik, és ha valahogy megbecsüljük a kezdeti abundancia arányt, akkor meghatározhatjuk a csillag korát. Kétféleképpen becsülhető meg: az r-folyamatok elméletéből, amelyet laboratóriumi mérések és a Nap megfigyelései is megerősítenek; vagy átlépheti a bomlás következtében fellépő koncentrációváltozások görbéjét és a fiatal csillagok légkörében a tórium és urán mennyiségének változási görbéjét a Galaxis kémiai evolúciója miatt. Mindkét módszer hasonló eredményt adott: az első módszerrel 15,5±3,2 [65] Ga, a második módszerrel [66] Ga-t kaptunk . $14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}$

A gyengén fémes BCDG galaxisok (összesen kb. 10 db van belőlük) és a HII zónák az őshélium mennyiségére vonatkozó információforrások. Minden egyes objektum spektrumából meghatározásra kerül a fémesség (Z) és a He-koncentráció (Y). Ha az YZ diagramot bizonyos módon Z=0-ra extrapoláljuk, megkapjuk a primordiális hélium becslését.

Az Y p végső értéke megfigyelőcsoportonként és megfigyelési időszakonként változik. Tehát az egyik, amely ezen a területen a legtekintélyesebb szakemberekből állt: Izotova és Thuan ( Thuan ) megkapta az Y p = 0,245±0,004 [67] értéket a BCDG galaxisokra, a HII zónákra abban a pillanatban (2010) telepedtek meg Y értéke p =0,2565±0,006 [68] . Egy másik mérvadó csoport, amelyet Peimbert ( Peimbert ) vezetett, szintén eltérő Y p értékeket kapott , 0,228±0,007 és 0,251±0,006 között [69] .

Elméleti modellek

Az elméletek felépítéséhez és megerősítéséhez szükséges megfigyelési adatok teljes halmaza közül a legfontosabbak a következők:

A távolságskálával kapcsolatos összes megfigyelés . Az ő eredményeik adják meg a H Hubble állandó értékeit a nevét viselő törvényben: $cz=H_{0}D,$ , ahol z a galaxis vöröseltolódása , D a távolsága, c a fénysebesség .
Az Univerzum korának, amelyet a tágulási törvényből kapunk, szigorúan nagyobbnak kell lennie a legrégebbi objektumok koránál. (Például csillaghalmazok megfigyeléséből )
Az elemek kezdeti bőségének mérése. (Például BCDG-galaxisok és G-törpék megfigyeléséből ).
Ereklye háttéradatok.
Adatok a nagyméretű építmények evolúciójához. (A szerkezet közvetlen megfigyelései mellett az adatforrások nagyon sokfélék lehetnek, az egyes objektumok megfigyelésétől a háttér-háttérig).

Értelmezésük a kozmikus elvvel kezdődik , amely szerint minden megfigyelő ugyanabban az időpillanatban, függetlenül a megfigyelés helyétől és irányától, átlagosan ugyanazt a képet fedezi fel. Vagyis nagy léptékben az Univerzum térben homogén és izotróp. Megjegyzendő, hogy ez az állítás nem tiltja az időbeni inhomogenitást, vagyis a megkülönböztetett eseménysorok létezését, amelyek minden megfigyelő számára hozzáférhetők.

A stacionárius Univerzum elméleteinek hívei néha megfogalmaznak egy "tökéletes kozmológiai elvet", amely szerint a négydimenziós téridőnek homogenitás és izotrópia tulajdonságokkal kell rendelkeznie. Úgy tűnik azonban, hogy az Univerzumban megfigyelt evolúciós folyamatok nincsenek összhangban egy ilyen kozmológiai elvvel.

Általános esetben a következő elméleteket és fizika szakaszokat használják a modellek felépítéséhez:

Az egyensúlyi statisztikai fizika, alapfogalmai és elvei, valamint a relativisztikus gáz elmélete.
A gravitáció elmélete, általában GR. Bár hatásait csak a Naprendszer léptékében tesztelték [70] [comm. 2] , és megkérdőjelezhető a galaxisok és az Univerzum egészének léptékében való felhasználása.
Néhány információ az elemi részecskék fizikájából: az alapvető részecskék listája, jellemzőik, kölcsönhatástípusok, megmaradási törvények. A kozmológiai modellek sokkal egyszerűbbek lennének, ha a proton nem lenne stabil részecske, és lebomlana [71] , amit a fizikai laboratóriumokban végzett modern kísérletek nem erősítenek meg.

Jelenleg a megfigyelési adatokat legjobban magyarázó modellkészlet a következő:

Az ősrobbanás elmélet. Az univerzum kémiai összetételét írja le .	Az infláció szakaszának elmélete. Elmagyarázza a hosszabbítás okát .	Friedman hosszabbító modell. Leírja a kiterjesztést .	Hierarchikus elmélet. Leírja a nagyméretű szerkezetet .

Megjegyzés: a zöld szín abszolút domináns elméleteket jelent; borostyán - sokak által elismert, de széles körben megvitatott; skarlát - az utóbbi időben nagy problémákkal küzd, de sok teoretikus támogatja.

Táguló Univerzum modell

A táguló Univerzum modellje a tágulás tényét írja le. Általában nem veszik figyelembe, hogy az Univerzum mikor és miért kezdett tágulni. A legtöbb modell az általános relativitáselméleten és a gravitáció természetének geometriai nézetén alapul.

Ha egy izotróp módon táguló közeget az anyaggal mereven összefüggő koordinátarendszerben tekintünk, akkor az Univerzum tágulását formálisan a teljes koordináta-rács léptéktényezőjének változására redukáljuk, amelynek csomópontjaiba galaxisokat „ültetnek”. Az ilyen koordinátarendszert kísérőnek nevezzük . A hivatkozás eredetét általában a megfigyelőhöz kötik.

Friedman modell

Színpad	Evolúció $a(\eta )$	Hubble paraméter
inflációs	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
Sugárzás dominancia p=ρ/3	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
Porfokozat p= áll	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ - dominancia	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda}$

Az általános relativitáselmélet keretein belül az Univerzum teljes dinamikája egyszerű differenciálegyenletekre redukálható a léptéktényezőre [72] . $nál nél)$

Egy homogén, izotróp, állandó görbületű négydimenziós térben két végtelenül közeli pont távolsága a következőképpen írható fel:

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

ahol k értéke:

k = 0 háromdimenziós síkra, k = 1 3D gömb esetén, k = -1 háromdimenziós hipergömb esetén,

$x=\{x_{1},x_{2},x_{3}\}$ egy háromdimenziós sugárvektor kvázi derékszögű koordinátákkal.

Ha a metrika kifejezését behelyettesítjük a GR egyenletekbe, akkor a következő egyenletrendszert kapjuk:

Energiaegyenlet

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

Mozgásegyenlet

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

Folytonossági egyenlet

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

hol a kozmológiai állandó , az Univerzum átlagos sűrűsége, a nyomás, a fénysebesség. $\Lambda$ $\rho$ $P$ $c$

Az adott egyenletrendszer számos megoldást enged meg, a választott paraméterek függvényében. Valójában a paraméterek értékei csak az aktuális pillanatban rögzülnek, és idővel változnak, így a kiterjesztés alakulását megoldások sorozata írja le [72] .

A Hubble-törvény magyarázata

Tegyük fel, hogy van egy forrás a mozgó rendszerben a megfigyelőtől r 1 távolságra. A megfigyelő vevő berendezése regisztrálja a bejövő hullám fázisát. Tekintsünk két intervallumot az azonos fázisú pontok között [72] :

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

Másrészt egy fényhullámra az elfogadott mérőszámban a következő egyenlőség áll fenn:

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

Ha integráljuk ezt az egyenletet, és emlékezünk arra, hogy a változó koordinátákban r nem függ az időtől, akkor azzal a feltétellel, hogy a hullámhossz kicsi az Univerzum görbületi sugarához képest, a következő összefüggést kapjuk:

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

Ha most behelyettesítjük az eredeti arányba:

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

Miután a jobb oldalt Taylor-sorozattá bővítettük, figyelembe véve a kicsinység első rendjének tagját, olyan összefüggést kapunk, amely pontosan egybeesik a Hubble-törvénnyel. Ahol a H állandó alakja:

H={\frac {{\pont {a}}(t)}{a(t))).

ΛCDM

Kozmológiai paraméterek WMAP és Planck adatok szerint
	WMAP [8]	Planck [73]
Az Univerzum kora t 0 milliárd év	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4
A barionos anyag sűrűsége Ω b h 2	0,0226±0,0006	0,0221±0,0003
A sötét anyag sűrűsége Ω h 2 -vel	0,111±0,006	0,120±0,003
Teljes sűrűség Ω t	1.08+0,09 -0,07	1,0±0,02
Barion anyag sűrűsége Ω b	0,045±0,003
Sötétenergia-sűrűség Ω Λ	0,73±0,03	0,69±0,02
Sötét anyag sűrűsége Ω c	0,22±0,03

Mint már említettük, a Friedmann-egyenletek számos megoldást engednek meg, a paraméterektől függően. A modern ΛCDM modell pedig a Friedman modell általánosan elfogadott paraméterekkel. A megfigyelők munkájában általában kritikus sűrűségben adják meg [72] :

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

Ha a Hubble-törvényből a bal oldalt fejezzük ki, akkor redukció után a következő formát kapjuk:

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

ahol Ω m =ρ/ρ cr , Ω k = -(kc 2 )/(a 2 H 2 ) , Ω Λ =(8πGΛc 2 )/ρ cr . Ebből a bejegyzésből látható, hogy ha Ω m + Ω Λ = 1 , azaz az anyag és a sötétenergia összsűrűsége megegyezik a kritikussal, akkor k = 0 , azaz a tér lapos, ha több, akkor k = 1 , ha kevesebb k= -1

A modern, általánosan elfogadott tágulási modellben a kozmológiai állandó pozitív, és jelentősen eltér a nullától, vagyis az antigravitációs erők nagy léptékben keletkeznek. Az ilyen erők természete nem ismert, elméletileg egy ilyen hatás a fizikai vákuum hatására magyarázható, de a várható energiasűrűség sok nagyságrenddel nagyobb, mint a kozmológiai állandó megfigyelt értékének megfelelő energia. a kozmológiai állandó problémája [72] .

A fennmaradó lehetőségek egyelőre csak elméleti érdeklődésre számot tartóak, de ez az új kísérleti adatok megjelenésével változhat. A kozmológia modern története már ismer ilyen példákat: a nulla kozmológiai állandóval rendelkező modellek feltétel nélkül domináltak (eltekintve az 1960-as években más modellek iránti rövid érdeklődéstől) a kozmológiai vöröseltolódás Hubble általi felfedezésétől egészen 1998-ig, amikor is az Ia típusú adatokról. szupernóvák meggyőzően cáfolták őket [comm. 3] .

A terjeszkedés további alakulása

A tágulás további menete általában a Λ kozmológiai állandó értékeitől, a k térgörbülettől és a P(ρ) állapotegyenlettől függ . A kiterjesztés alakulása azonban meglehetősen általános feltételezések alapján minőségileg megbecsülhető [72] .

Λ < 0

Ha a kozmológiai állandó értéke negatív, akkor csak vonzó erők hatnak, semmi más. Az energiaegyenlet jobb oldala csak R véges értékeinél lesz nem negatív. Ez azt jelenti, hogy az R c valamely értékénél az Univerzum összehúzódni kezd bármely k értéknél, függetlenül az egyenlet alakjától állapot [74] .

Λ = 0

Ha a kozmológiai állandó nulla, akkor az evolúció egy adott H 0 érték mellett teljes mértékben az anyag kezdeti sűrűségétől függ [72] :

\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}}\jobbra).

Ha , akkor a terjeszkedés korlátlanul folytatódik, a határértékben, ahol az arány aszimptotikusan nullára hajlik. Ha a sűrűség nagyobb, mint a kritikus, akkor az Univerzum tágulása lelassul, és helyébe összehúzódás lép. Ha kevesebb, akkor a bővítés a végtelenségig tart egy nem nulla határértékkel: . $\rho _{0}=\rho _{cr}$ $H$

Λ > 0

Ha és , akkor az Univerzum monoton tágul, de ellentétben a Λ=0 esettel, R nagy értékei esetén a tágulási sebesség növekszik [74] : $\Lambda >0$ $k\leq 0$

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

Amikor a kiemelt érték . Ebben az esetben van egy érték , amelyre és , vagyis az Univerzum statikus. $k=1$ $\Lambda _{c}=4\pi G\rho$ $R$ $R'=0$ $R''=0$

A tágulási sebesség egy bizonyos pillanatig csökken, majd korlátlanul növekedni kezd. Ha valamivel meghaladja a -t , akkor egy ideig a tágulási ütem gyakorlatilag változatlan marad. $\Lambda >\Lambda _{c}$ $\lambda$ $\Lambda _{c}$

Ebben az esetben minden a kezdeti értéktől függ, amelytől a bővítés kezdődött. Ettől az értéktől függően az Univerzum vagy kitágul egy bizonyos méretig, majd összehúzódik, vagy korlátlanul tágul. $\Lambda </Lambda _{c}$ $R$

Az ősrobbanás elmélete (Hot Universe Model)

Az ősrobbanás elmélete az ősi nukleoszintézis elmélete . Választ ad arra a kérdésre, hogy hogyan keletkeztek a kémiai elemek, és miért pont olyan az előfordulásuk, mint most megfigyelhető. A mag- és kvantumfizika törvényeinek extrapolációján alapul, azon a feltételezésen, hogy a múltba való átlépéskor a részecske átlagos energiája (hőmérséklete) növekszik [75] .

Az alkalmazhatóság határa a nagy energiák tartománya, amely felett a vizsgált törvények működése megszűnik. Ugyanakkor már nincs anyag, mint olyan, hanem gyakorlatilag tiszta energia van. Ha a Hubble-törvényt arra a pillanatra extrapoláljuk, akkor kiderül, hogy az Univerzum látható tartománya kis térfogatban található. A kis térfogat és a nagy energia az anyag jellegzetes halmazállapota egy robbanás után, innen ered az elmélet neve - az ősrobbanás elmélet. Ugyanakkor a kérdésre adott válasz: „Mi okozta ezt a robbanást és mi a természete?” kívül marad a hatókörön.

Ezenkívül az Ősrobbanás-elmélet megjósolta és megmagyarázta a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás eredetét – ez annak a pillanatnak az öröksége, amikor minden anyag még ionizált volt, és nem tudott ellenállni a fény nyomásának. Más szóval, a reliktum háttér a "világegyetem fotoszférájának" maradványa.

Az Univerzum entrópiája

A forró Univerzum elméletét megerősítő fő érv a fajlagos entrópiájának értéke . Egyenlő az n γ egyensúlyi fotonok koncentrációjának az n b barionok koncentrációjához viszonyított arányával numerikus együtthatóig .

Fejezzük ki n b -t a barionok kritikus sűrűségével és törtrészével [72] :

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

ahol h 100 a modern Hubble-érték, 100 km/s Mpc egységekben kifejezve, és tekintettel arra, hogy a kozmikus mikrohullámú háttérre T = 2,73 K

n_{\gamma }\kb. 420(1+z)^{3}

cm -3,

kapunk:

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

A reciprok érték a fajlagos entrópia értéke.

Az első három perc. Elsődleges nukleoszintézis

Feltehetően a születés kezdetétől (vagy legalábbis az inflációs szakasz végétől) és addig az időig, amíg a hőmérséklet 10 16 GeV (10 -10 s) alatt marad, minden ismert elemi részecske jelen van, és mindegyik rendelkezik nincs tömeg. Ezt az időszakot nevezik a Nagy Egyesülés időszakának, amikor az elektrogyenge és az erős kölcsönhatás egyesül [76] .

Jelenleg nem lehet pontosan megmondani, hogy mely részecskék vannak jelen abban a pillanatban, de valami még mindig ismert. Az η értéke nemcsak a fajlagos entrópia mutatója, hanem a részecskék antirészecskékkel szembeni feleslegét is jellemzi [77] :

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

Abban a pillanatban, amikor a hőmérséklet 10 15 GeV alá csökken, valószínűleg megfelelő tömegű X- és Y-bozonok szabadulnak fel.

A Nagy Egyesülés korszakát az elektrogyenge egyesülés korszaka váltja fel, amikor az elektromágneses és a gyenge kölcsönhatások egyetlen egészet képviselnek. Ebben a korszakban az X- és Y-bozonok megsemmisülése zajlik . Abban a pillanatban, amikor a hőmérséklet 100 GeV -ra csökken , az elektrogyenge egyesülési korszak véget ér, kvarkok, leptonok és közbenső bozonok keletkeznek.

A hadronok korszaka jön, a hadronok és leptonok aktív termelésének és megsemmisítésének korszaka. Ebben a korszakban figyelemre méltó a kvark-hadron átmenet vagy a kvark bezáródás pillanata , amikor a kvarkok hadronokká való fúziója lehetővé vált. Ebben a pillanatban a hőmérséklet 300-1000 MeV , az Univerzum születésétől számított idő pedig 10-6 s .

A hadronkorszak korszakát a lepton korszak örökli - abban a pillanatban, amikor a hőmérséklet 100 MeV -ra süllyed , az órajel pedig 10-4 s . Ebben a korszakban az univerzum összetétele kezd hasonlítani a modernhez; a fő részecskék a fotonok, rajtuk kívül csak elektronok és neutrínók vannak antirészecskéikkel, valamint protonok és neutronok. Ebben az időszakban egy fontos esemény történik: az anyag átlátszóvá válik a neutrínók számára. Van valami reliktum háttér, de a neutrínók számára. De mivel a neutrínók szétválása a fotonok szétválása előtt történt, amikor bizonyos típusú részecskék még nem semmisültek meg, energiájukat adva a többieknek, jobban lehűltek. Mára a neutrínógáznak 1,9 K -re kellett volna lehűlnie, ha a neutrínóknak nincs tömegük (vagy tömegük elhanyagolható).

T≈0,7 MeV hőmérsékleten a protonok és neutronok között korábban fennálló termodinamikai egyensúly megsérül, és a neutronok és protonok koncentrációjának aránya 0,19-re fagy. Megkezdődik a deutérium, hélium, lítium magjainak szintézise. Az Univerzum születése után kb. 200 másodperccel a hőmérséklet olyan értékekre csökken, amelyeknél a nukleoszintézis már nem lehetséges, és az anyag kémiai összetétele változatlan marad az első csillagok születéséig [76] .

Az ősrobbanás elméletének problémái

A jelentős előrelépések ellenére a forró univerzum elmélete számos nehézséggel néz szembe. Ha az Ősrobbanás okozta az Univerzum tágulását, akkor általános esetben erős inhomogén anyageloszlás jöhet létre, ami nem figyelhető meg. Az Ősrobbanás-elmélet szintén nem magyarázza meg az Univerzum tágulását, tényként fogadja el [78] .

Az elmélet azt is feltételezi, hogy a részecskék és az antirészecskék számának aránya a kezdeti szakaszban olyan volt, hogy az anyag modern túlsúlyát eredményezte az antianyaggal szemben. Feltételezhető, hogy kezdetben az Univerzum szimmetrikus volt - egyenlő mennyiségű anyag és antianyag volt, de aztán a barionaszimmetria magyarázatához szükség van a bariogenezis valamilyen mechanizmusára , ami a protonbomlás lehetőségéhez vezet. , ami szintén nem figyelhető meg [71] .

A Grand Unifikáció különféle elméletei azt sugallják, hogy a korai Univerzumban nagyszámú mágneses monopólus született, amelyeket szintén nem fedeztek fel eddig [79] .

inflációs modell

Az inflációelmélet feladata, hogy választ adjon a táguláselmélet és az ősrobbanás elmélete által hátrahagyott kérdésekre: „Miért tágul az Univerzum? És mi az a Big Bang? Ehhez a tágulást a nulla időpontra extrapolálják, és az Univerzum teljes tömege egy ponton van, és egy kozmológiai szingularitást képez, amelyet gyakran ősrobbanásnak neveznek. Nyilvánvalóan az akkori általános relativitáselmélet már nem alkalmazható, ami számos, de sajnos eddig csak pusztán spekulatív kísérlethez vezet egy általánosabb elmélet (vagy akár „új fizika”) kidolgozására, amely megoldja ezt a problémát. kozmológiai szingularitás .

Az inflációs szakasz fő gondolata az, hogy ha bevezetünk egy inflanton nevű skaláris mezőt , amelynek hatása a kezdeti szakaszokban erős (kb. 10-42 s-tól kezdve), de idővel gyorsan csökken, akkor a lapos geometria A tér nagysága magyarázható, míg a Hubble-tágulás a felfúvódás során felhalmozódott nagy kinetikus energia miatt tehetetlenségi mozgássá válik, a kezdetben ok-okozati összefüggésben lévő kis régióból való eredet pedig magyarázza az Univerzum egységességét és izotrópiáját [80] .

Az infláció beállításának azonban nagyon sok módja van, ami viszont egy csomó modellt eredményez. A többség azonban a lassú gördülés feltételezésén alapszik: az inflációs potenciál lassan nullával egyenlő értékre csökken. A potenciál konkrét típusa és a kezdeti értékek beállításának módja a választott elmélettől függ.

Az inflációelméletek is fel vannak osztva időben végtelenre és végesre. Egy végtelen inflációjú elméletben a térnek vannak olyan régiói - tartományok -, amelyek tágulni kezdtek, de a kvantumfluktuációk hatására visszatértek eredeti állapotukba, ahol az ismétlődő infláció feltételei keletkeznek. Ilyen elméletek közé tartozik minden végtelen potenciállal rendelkező elmélet és Linde kaotikus inflációs elmélete [80] .

A véges inflációs idejű elméletek közé tartozik a hibrid modell is. Kétféle mező van benne: az első a nagy energiákért (és ezáltal a tágulási ütemért), a második a kicsikért felelős, amelyek meghatározzák az infláció befejezésének pillanatát. Ebben az esetben a kvantumfluktuációk csak az első mezőt érinthetik, a másodikat nem, ezért maga az inflációs folyamat véges.

Az infláció megoldatlan problémái közé tartoznak a nagyon széles hőmérsékleti ugrások, amelyek egy ponton szinte az abszolút nullára süllyednek. A felfújás végén az anyagot ismét magas hőmérsékletre melegítik. Az ilyen furcsa viselkedés lehetséges magyarázatának szerepe a "paraméteres rezonancia" [81] .

multiverzum

A "Multiverzum", "Big Universe", "Multiverse", "Hiperuniverzum", "Szuperuniverzum", "Multiverzum", "Omniverzum" az angol multiverzum kifejezés különféle fordításai. Az inflációelmélet kidolgozása során jelent meg [82] .

Az univerzumnak az eseményhorizontnál nagyobb távolságokkal elválasztott régiói egymástól függetlenül fejlődnek. Bármely megfigyelő csak azokat a folyamatokat látja, amelyek a részecskehorizont távolságával megegyező sugarú gömb térfogatával megegyező tartományban mennek végbe. Az infláció korszakában két, a horizont nagyságrendjének megfelelő távolsággal elválasztott terjeszkedési tartomány nem metszi egymást.

Az ilyen tartományokat a miénkhez hasonló külön univerzumoknak tekinthetjük: hasonlóan egységesek és nagy léptékben izotrópok. Az ilyen képződmények konglomerátuma a Multiverzum.

Az infláció kaotikus elmélete az Univerzumok végtelen sokféleségét feltételezi, amelyek mindegyike eltérő fizikai állandókkal rendelkezhet a többi Univerzumtól [83] . Egy másik elmélet szerint az univerzumok kvantumdimenziójukban különböznek [84] . Értelemszerűen ezek a feltételezések nem tesztelhetők kísérletileg.

Az inflációs elmélet alternatívái

A kozmikus inflációs modell meglehetősen sikeres, de nem szükséges a kozmológia figyelembevételéhez. Vannak ellenfelei, köztük Roger Penrose . Érvelésük abból fakad, hogy az inflációs modell által javasolt megoldások kihagyott részleteket hagynak maguk után. Például ez az elmélet nem ad alapvető igazolást arra, hogy az infláció előtti szakaszban a sűrűség-perturbációknak csak olyan kicsiknek kell lenniük, hogy az infláció után megfigyelhető fokú homogenitás keletkezzen. Hasonló a helyzet a térbeli görbülettel is: az infláció során nagymértékben csökken, de semmi sem akadályozta meg abban, hogy az infláció előtt olyan fontos legyen, hogy az Univerzum fejlődésének jelenlegi szakaszában is megnyilvánuljon. Más szóval, a kezdeti értékek problémája nem megoldott, hanem csak ügyesen leterített.

Alternatív megoldásként olyan egzotikus elméleteket javasolnak, mint a húrelmélet és a bránelmélet , valamint a ciklikus elmélet . Ezen elméletek fő gondolata az, hogy az összes szükséges kezdeti érték az ősrobbanás előtt kialakul.

A húrelmélet megköveteli, hogy a szokásos négydimenziós téridőt még néhány dimenzióval egészítsék ki, amelyek az Univerzum korai szakaszában szerepet játszottak volna, de mára tömörített állapotban vannak. Arra az elkerülhetetlen kérdésre, hogy miért tömörítik ezeket a dimenziókat, a következő választ javasoljuk: a szuperhúroknak T-dualitásuk van, amivel kapcsolatban a húr további dimenziókra "tekerkedik", korlátozva a méretüket [85] .
A bránelméletben (M-elmélet) minden egy hideg, statikus ötdimenziós téridővel kezdődik. A négy térbeli dimenziót háromdimenziós falak vagy három bránák korlátozzák ; az egyik fal az a tér, amelyben élünk, míg a második brán rejtve van az észlelés elől. A négydimenziós térben valahol a két határbrán között "elveszett" egy másik három-brán. Az elmélet szerint, amikor ez a brán a miénkkel ütközik, nagy mennyiségű energia szabadul fel, és így kialakulnak az Ősrobbanás kialakulásának feltételei [86] .
A ciklikus elméletek azt feltételezik, hogy az Ősrobbanás nem egyedülálló a maga nemében, hanem magában foglalja az Univerzum egyik állapotból a másikba való átmenetét. A ciklikus elméleteket először az 1930-as években javasolták. Az ilyen elméletek buktatója a termodinamika második főtétele volt , amely szerint az entrópia csak növekedhet. Ez azt jelenti, hogy a korábbi ciklusok sokkal rövidebbek lettek volna, és az anyag sokkal forróbb lett volna bennük, mint az utolsó ősrobbanás idején, ami nem valószínű. Jelenleg két ciklikus típusú elmélet létezik, amelyeknek sikerült megoldani az egyre növekvő entrópia problémáját: a Steinhardt-Turok elmélet és a Baum-Frampton elmélet [87] [88] .

A nagyméretű szerkezetek evolúciós elmélete

Ahogy a háttérháttér adatai is mutatják, a sugárzás anyagtól való elválasztásának pillanatában az Univerzum valójában homogén volt, az anyag fluktuációi rendkívül kicsik voltak, és ez jelentős probléma. A második probléma a galaxisok szuperhalmazainak sejtszerkezete, és ezzel egyidejűleg a kisebb halmazok gömbszerkezete. Minden elméletnek, amely megpróbálja megmagyarázni a világegyetem nagy léptékű szerkezetének eredetét, szükségszerűen meg kell oldania ezt a két problémát (valamint helyesen kell modelleznie a galaxisok morfológiáját).

A nagyméretű szerkezetek, valamint az egyes galaxisok kialakulásának modern elméletét "hierarchikus elméletnek" nevezik. Az elmélet lényege a következőkben rejlik: eleinte a galaxisok kicsik voltak (kb. olyanok, mint a Magellán-felhők ), de idővel egyesülnek, és egyre nagyobb galaxisokat alkotnak.

Az utóbbi időben az elmélet érvényessége megkérdőjeleződött, és ehhez nem kis mértékben hozzájárult a létszámleépítés . Az elméleti tanulmányokban azonban ez az elmélet a domináns. Az ilyen kutatások legszembetűnőbb példája a Millennium szimuláció (Millennium run) [89] .

Általános rendelkezések

A korai Univerzum fluktuációinak eredetének és fejlődésének klasszikus elmélete a Jeans-elmélet egy homogén izotróp Univerzum tágulásának hátterében [90] :

\vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,

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

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

ahol u s a hangsebesség a közegben, G a gravitációs állandó, és ρ a zavartalan közeg sűrűsége, a relatív fluktuáció nagysága, Φ a közeg által keltett gravitációs potenciál, v a sebesség a közeg p(x,t) a közeg lokális sűrűsége, és a figyelembe vétel a mozgó koordinátarendszerben történik. $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

Az adott egyenletrendszer egyre redukálható, leírva az inhomogenitások alakulását:

{\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,

ahol a a léptéktényező és k a hullámvektor. Ebből különösen az következik, hogy instabilok azok a fluktuációk, amelyek mérete meghaladja:

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

Ebben az esetben a perturbáció lineárisan vagy gyengébb lesz, a Hubble-paraméter alakulásától és az energiasűrűségtől függően.

Ez a modell megfelelően leírja a perturbációk összeomlását nem relativisztikus közegben, ha azok mérete sokkal kisebb, mint az aktuális eseményhorizont (beleértve a sötét anyagot is a sugárzás által dominált szakaszban). Az ellenkező esetekre a pontos relativisztikus egyenleteket kell figyelembe venni. Ideális folyadék energia-impulzus-tenzora kis sűrűségű perturbációkkal

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

kovariánsan konzerválódik, amiből a relativisztikus esetre általánosított hidrodinamikai egyenletek következnek. A GR-egyenletekkel együtt képviselik az eredeti egyenletrendszert, amely a kozmológia fluktuációinak alakulását határozza meg a Friedman-féle megoldás [90] hátterében .

A rekombináció előtti korszak

Az Univerzum nagyléptékű szerkezete fejlődésének kiválasztott pillanata a hidrogénrekombináció pillanatának tekinthető. Eddig a pontig bizonyos mechanizmusok működnek, miután - teljesen más [91] .

A kezdeti sűrűséghullámok nagyobbak, mint az eseményhorizont, és nem befolyásolják az Univerzum anyagsűrűségét. De ahogy tágul, a horizont méretét összehasonlítják a perturbáció hullámhosszával, ahogy mondják: "a hullám elhagyja a horizontot" vagy "belép a horizontba". Ezt követően tágulásának folyamata egy hanghullám terjedése táguló háttéren.

Ebben a korszakban olyan hullámok lépnek be a horizont alá, amelyek hullámhossza az aktuális korszakban nem haladja meg a 790 Mpc-t. A galaxisok és halmazaik kialakulásához fontos hullámok ennek a szakasznak a legelején lépnek be.

Jelenleg egy többkomponensű plazmáról van szó, amelyben sok különböző hatékony mechanizmus létezik az összes hangzavar csillapítására. A kozmológiában talán a leghatékonyabb a selyemcsillapítás . Az összes hangzavar elnyomása után csak az adiabatikus perturbációk maradnak.

Egy ideig a közönséges és a sötét anyag evolúciója szinkronban zajlik, de a sugárzással való kölcsönhatás miatt a közönséges anyag hőmérséklete lassabban esik. Létezik a sötét anyag és a barionos anyag kinematikai és termikus elválasztása. Feltételezzük, hogy ez a pillanat akkor következik be $z=10^{5}.$

A barion-foton komponens viselkedését az elválasztás után és a sugárzási szakasz végéig a [91] egyenlet írja le :

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

ahol k a vizsgált hullám impulzusa, η a konform idő. Megoldásából az következik, hogy abban a korszakban a barionkomponens sűrűségében a perturbációk amplitúdója nem nőtt vagy csökkent, hanem akusztikus rezgéseket tapasztalt:

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

Ugyanakkor a sötét anyag nem tapasztalt ilyen oszcillációt, mivel sem a fény nyomása, sem a barionok és elektronok nyomása nem befolyásolja. Ezenkívül a zavarások amplitúdója nő:

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

Rekombináció után

A rekombináció után a fotonok és neutrínók nyomása az anyagra elhanyagolható. Következésképpen a sötét és a barion anyag perturbációit leíró egyenletrendszerek hasonlóak:

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

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

Már az egyenlettípusok hasonlóságából is feltételezhető, majd igazolható, hogy a sötét és a barion anyag közötti fluktuációk különbsége állandóra hajlik. Más szóval, a közönséges anyag a sötét anyag által alkotott potenciálkutakba gördül. A perturbációk növekedését közvetlenül a rekombináció után az oldat határozza meg

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

hol vannak a kezdeti értékektől függő állandók. Amint az a fentiekből látható, nagy időkben a sűrűségingadozások a léptéktényezővel arányosan nőnek: $C_{i}$

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

Az ebben és az előző bekezdésben megadott összes perturbációnövekedési sebesség a hullámszámmal nő , ezért a kezdeti lapos perturbációs spektrummal a legkisebb térbeli léptékű perturbációk hamarabb kerülnek az összeomlási szakaszba, vagyis a kisebb tömegű objektumok. először alakulnak ki. $k$

A csillagászat szempontjából a ~10 5 Mʘ tömegű objektumok érdekesek . A tény az, hogy amikor a sötét anyag összeomlik, protohalo képződik. A középpontja felé hajló hidrogén és hélium sugározni kezd, és 10 5 M ʘ alatti tömegnél ez a sugárzás a gázt visszadobja a protostruktúra peremére. Nagyobb tömegeknél megindul az első csillagok kialakulásának folyamata.

A kezdeti összeomlás fontos következménye, hogy nagy tömegű csillagok jelennek meg, amelyek a spektrum kemény részében bocsátanak ki. A kibocsátott kemény kvantumok viszont találkoznak a semleges hidrogénnel és ionizálják azt. Így közvetlenül a csillagkeletkezés első kitörése után megtörténik a hidrogén másodlagos ionizációja [91] .

Sötét energia dominancia szakasza

Tegyük fel, hogy a sötét energia nyomása és sűrűsége nem változik az idő múlásával, vagyis egy kozmológiai állandóval írják le. Ezután a kozmológia fluktuációira vonatkozó általános egyenletekből az következik, hogy a perturbációk a következőképpen alakulnak:

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

Figyelembe véve, hogy a potenciál fordítottan arányos a léptéktényezővel , ez azt jelenti, hogy a perturbációk növekedése nem következik be, és méretük változatlan. Ez azt jelenti, hogy a hierarchikus elmélet nem enged meg a jelenleg megfigyeltnél nagyobb struktúrákat. $a$

A sötét energia dominanciájának korszakában a nagyméretű struktúrák számára két utolsó fontos esemény zajlik: a Tejútrendszerhez hasonló galaxisok megjelenése - ez z~2-nél történik, majd valamivel később - galaxishalmazok és szuperhalmazok kialakulása. [91] .

Elméleti problémák

A hierarchikus elmélet, amely logikusan következik a csillagok keletkezésére vonatkozó modern, bevált elképzelésekből, és matematikai eszközök nagy arzenálját használja, a közelmúltban számos, elméleti és – ami még fontosabb – megfigyelési jellegű problémával szembesült [89] :

A legnagyobb elméleti probléma a termodinamika és a mechanika egyesülésének pontján van: további nem fizikai erők bevezetése nélkül lehetetlen két sötét anyag halót összeolvadni.
Az üregek inkább korunkhoz közelebb képződnek, mint a rekombinációhoz, azonban a közelmúltban felfedezett, 300 Mpc méretű, abszolút üres terek disszonanciába kerülnek ezzel az állítással.
Emellett az óriásgalaxisok rosszkor születnek, térfogategységenkénti számuk nagy z-nél jóval nagyobb, mint amit az elmélet előrevetít. Mi több, változatlan marad, amikor elméletileg nagyon gyorsan kellene növekednie.
A legrégebbi gömbhalmazokra vonatkozó adatok nem akarnak beletörődni a 100 Mʘ csillagkeletkezési kitörésbe, és a Napunkhoz hasonló csillagokat részesítik előnyben.

És ez csak egy része azoknak a problémáknak, amelyekkel az elmélet szembesült.

A modern modellek problémái

Ha extrapoláljuk a Hubble-törvényt az időben, akkor egy pontot kapunk, egy gravitációs szingularitást , amelyet kozmológiai szingularitásnak nevezünk . Ez nagy probléma, hiszen a fizika teljes analitikai apparátusa használhatatlanná válik. És bár az 1946-ban javasolt Gamow útját követve megbízhatóan extrapolálható mindaddig, amíg a modern fizika törvényei nem működnek, az „új fizika” kezdetének ezt a pillanatát még nem lehet pontosan meghatározni. Feltételezzük, hogy nagysága megegyezik a Planck-idővel , s. $\sim 10^{-43}$

A világegyetem alakjának kérdése fontos nyitott kérdés a kozmológiában. Ha matematikailag beszélünk, akkor azzal a problémával állunk szemben, hogy megtaláljuk az Univerzum térbeli metszetének háromdimenziós topológiáját, vagyis egy olyan alakzatot, amely a legjobban reprezentálja az Univerzum térbeli aspektusát. Az általános relativitáselmélet mint lokális elmélet nem adhat teljes választ erre a kérdésre, bár bizonyos korlátokat is bevezet.

Először is, nem ismert, hogy az univerzum globálisan térben lapos-e, vagyis az euklideszi geometria törvényei érvényesek -e a legnagyobb léptékeken. Jelenleg a legtöbb kozmológus úgy véli, hogy a megfigyelhető univerzum nagyon közel áll a térbeli síksághoz, helyi ráncokkal, ahol a hatalmas objektumok torzítják a téridőt. Ezt a nézetet megerősítették a legutóbbi WMAP -adatok , amelyek a CMB hőmérséklet-eltéréseinek "akusztikus rezgéseit" vizsgálják.

Másodszor, nem ismert, hogy az Univerzum egyszerűen össze van kötve, vagy többszörösen kapcsolódik. A szabványos tágulási modell szerint az univerzumnak nincsenek térbeli határai, de térbelileg véges lehet. Ezt egy kétdimenziós analógia példáján keresztül érthetjük meg: a gömb felületének nincsenek határai, de területe korlátozott, a gömb görbülete pedig állandó. Ha az Univerzum térben valóban korlátozott, akkor egyes modelljeiben, tetszőleges irányban egyenes vonalban haladva el lehet jutni az utazás kiindulópontjához (egyes esetekben ez a téridő alakulása miatt lehetetlen [ 92] ).

Harmadszor, vannak olyan felvetések, hogy az Univerzum eredetileg forogva született. Az eredet klasszikus fogalma az ősrobbanás izotrópiájának gondolata, vagyis az energia minden irányban egyenlő eloszlása. Felmerült azonban egy versengő hipotézis, amely némi megerősítést kapott: a Michigani Egyetem kutatóinak csoportja Michael Longo fizikaprofesszor (Michael Longo) vezetésével azt találta, hogy a galaxisok óramutató járásával ellentétes irányban elcsavarodott spirálkarjai 7%-kal gyakoribbak, mint a galaxisoké. "ellentétes tájolással", ami jelezheti az univerzum kezdeti forgási pillanatának jelenlétét. Ezt a hipotézist a déli féltekén végzett megfigyelésekkel is ellenőrizni kell [93] .

A világegyetem felfedezésének története

Az ókori kozmográfia és a korai csillagászat

Ázsia és a Földközi-tenger civilizációi Mezopotámia

A Tigris és az Eufrátesz közötti viszonylag kis területen több kultúra is létezett, amelyek egymás után váltották fel egymást. Kozmogonikus nézeteik hasonlóak egymáshoz. Az istenek nevei megváltoztak, néhány részlet, de a lényeg megmaradt.

Diodorus Siculus leírása szerint a mezopotámiai népek körében az univerzum három világra oszlik: Anu isten mennyei világára, Bel földi világára , akit Enlil azonosítanak , és az alvilágra, ahol Ea uralkodik . A föld feletti második világ olyan, mint egy hegy, és úgy néz ki, mint egy felborult kerek bárka, amely alulról vájt. Az égi világ megismétli a földi formáját, és az égi óceán elválasztja magát tőle . A Nap keletről nyugat felé halad, követve a számára kijelölt utat, akárcsak a csillagok [94] [95] .

Ami a csillagászati ismereteket illeti, az arra vonatkozó adatok nagyon töredékesek. Először is, a témában az APIN és az Astrolabe legrégebbi és tulajdonképpen egyetlen forrásának keltezése rendkívül pontatlan, és a különböző munkákban évezredekig eltérhet, bár a legtöbb kutató a kasszita időszakra hajlik. Másodszor, az asztrolábiumokban és a mul APIN-ben leírt objektumok még mindig csak részben azonosítottak, bár sok hipotézist terjesztettek elő. Harmadszor, a csillagok mozdulatlanságának tényén kívül ezekből a forrásokból semmilyen információ nem nyerhető ki az ókori babiloni csillagászok elképzeléseiről: nem adnak magyarázatot a bolygók mozgására, és nincs információ a csillagok megfelelő mozgásáról sem. a csillagok, amelyeket a babilóniaiak észlelni tudtak, tekintettel a megfigyelés időtartamára és pontosságára.

Nincsenek megbízható adatok arról sem, hogyan számították ki a csillagok mozgását. Egyes kutatók azzal érvelnek, hogy a babilóniaiak már gömb alakú koordinátarendszert használtak, az ellenzők azonban a kozmogonikus nézetekkel való ellentmondásra és számos más következetlenségre hivatkozva vitatják ezt az álláspontot [94] .

Az ókori Egyiptom

Az egyiptomi mitológiában nem voltak egységes elképzelések a világ teremtéséről . Több változata is létezett [96] .

Így az egyikben Ra napistent helyezték a világegyetem középpontjába, és az összes többi isten atyjának tekintették. Nyolc leszármazottjával együtt alkotta meg az úgynevezett heliopoliszi enneádot . A heliopolisi legenda szerint Atum az ősvizekből bukkant elő , és az ő akaratából a Benben szent kő kezdett kinőni belőlük . Atum csúcsán állva megszülte Shut , a levegő istenét és Tefnutot , a nedvesség istennőjét. Ez a pár megszülte gyermekeit, Gebet , a föld istenét és Nutot , az ég istennőjét. Az istenek ezen első generációi jelentik a teremtés alapját az enneádban. Geb és Nut Osirist , Isis -t , Set -et és Nephthyst hozta létre , amelyek rendre a Nílus termékeny árterét és a kopár sivatagot képviselték.

Az ellenkező változat létezett Hermopolis városában, ahol azt hitték, hogy a világ nyolc ősi istenségtől, az úgynevezett ogdoadtól származik . Ez a nyolc négy istenpárból és istennőből állt, amelyek a teremtés elemeit jelképezik. Nun és Naunet az ősvizeknek , Hu és Howhet a tér végtelenségének, Kuk és Kauket az örök sötétségnek felel meg. A negyedik pár többször változott, de az Új Királyságtól kezdve Amunból és Amaunetből áll , megszemélyesítve a láthatatlanságot és a levegőt. A germán változat szerint ezek az istenségek a napisten anyja és atyja voltak, akik fényt és további teremtést hoztak a világba.

A világ tere az egyiptomiak számára nem volt homogén és izotróp. Minden nagy templomot különleges helynek, „lényrögnek” tekintettek. A piramisok összetett és titokzatos topológiájukkal szintén különleges helyek voltak. A Nílus délről északra tartó irányának hatása pedig rendkívül erős volt. Olyannyira, hogy amikor az egyiptomi csapatok látták, hogy az Eufrátesz az ellenkező irányba ömlik, fordított folyónak nevezték (Mu kedu, lit. "Fordított víz", átt . egyiptomi mw-qd.w) [97] .

Az eredeti csillagászati szövegekből a Középbirodalom szarkofágjain készült művészi festményeken és az Újbirodalom feliratain kívül semmi sem maradt fenn napjainkra. A „dékánok” térképei is csillagászati dokumentumokhoz köthetők. Nyilvánvalóan csillagokról vagy csillagképekről beszélünk, de csak a Szíriusz és az Orion azonosítható magabiztosan. Talán az ókori egyiptomiak saját módszerük volt a dekánok helyzetének kiszámítására, amely jelentősen eltér a miénktől, és a Középbirodalom kezdetére elveszett [98] .

Ókori Görögország

Az ókori Görögország, mint sok más ókori civilizáció, megalkotta saját elképzelését az univerzumról. De az ókori Görögország egyedisége abban rejlik, hogy egynél több modellje volt: a különböző filozófiai iskolák rendkívül eltérő modelleket terjesztettek elő a világról, és mindegyiket ilyen vagy olyan módon érvelték.

A korai filozófiai iskolák bizonyos szubsztanciákat vagy alakzatokat kiemeltek alapvetőnek. Ezeken az alapokon keresztül épültek fel az Univerzumról alkotott korai elképzelések. Tehát akkor a Föld korongja lebeg a vízben , mint a Thales esetében , majd csak egy henger lebeg a végtelen térben, mint az Anaximander esetében stb.

A pitagoreusok az Univerzum pirocentrikus modelljét javasolták, amelyben a csillagok, a Nap, a Hold és hat bolygó kering a Központi Tűz (Hestia) körül. A szent számú – összesen tíz – gömb megszerzése érdekében az Ellenföldet (Antichthon) a hatodik bolygónak nyilvánították. Ezen elmélet szerint a Nap és a Hold is Hestia visszavert fényével ragyogott [99] . Ezt a világrendszert Philolaus írta le .

A legtöbb ókori görög tudós azonban a világ geocentrikus rendszerének híve volt , amelyet szintén a pitagoreusok alapítottak.

A pitagoreusok világítótestei közötti távolságok megfeleltek a skála zenei intervallumainak; amikor forognak, megszólal a „szférák zenéje”, amit mi nem hallunk. A püthagoreusok a Földet gömb alakúnak tartották, és némelyikük ( Ekfant és Hyket ) még egy tengely körül is forog, ezért következik be a nappal és az éjszaka változása.

Platón a szellemi lényegről alkotott elképzeléseinek prizmáján keresztül elemezte az egész világot. Ez elkerülhetetlenül hatással volt a világ szerkezetére is. Csillagai „isteni entitások” voltak testtel és lélekkel. Látható formájuk a tűz, és ez ragyog, hogy a legfényesebbnek és legszebbnek tűnjenek. És annak érdekében, hogy az Egészre hasonlítsanak, gömb alakúak lettek. A kozmosz Platón felfogása szerint nem örök, hiszen minden, amit érez, dolog, a dolgok pedig megöregednek és meghalnak. Ráadásul maga az Idő is együtt született a Kozmosszal.

Platón volt az első, aki azt javasolta, hogy a világítótestek egyenetlen mozgását „tökéletes” körmozgásokra bontsák. Eudoxus of Cnidus válaszolt erre a felhívásra . Nem megőrzött írásaiban felvázolta a homocentrikus szférák elméletét - a bolygómozgás kinematikai sémáját, amely a bolygók retrográd mozgását magyarázza (több egymásra helyezett körmozgással) mindössze négy gömbben, amelyek középpontjában a Föld található.

A középkorban nagy jelentőségű kozmológiai rendszert Arisztotelész [100] alkotta meg . Úgy vélte, hogy az égitesteket mozgásuk során szilárd égi gömbök hordozzák, amelyekhez kapcsolódnak. Véleménye szerint mindent, ami mozog, mozgásba lendít valami külső, amit viszont szintén mozgat valami, és így tovább, amíg el nem jutunk a motorhoz, ami maga is mozdulatlan - a Prime Moverhez. A földet mozdíthatatlannak tartotta.

Heraklid Pontus feltételezte a Föld forgását a tengelye körül. Ráadásul a hozzánk eljutott csekély információ alapján feltételezhető, hogy Héraklidész úgy vélte, hogy a Vénusz és a Merkúr a Nap körül kering, ami viszont a Föld körül. Létezik egy másik rekonstrukció is a Héraklidész világának rendszerében: a Nap, a Vénusz és a Föld is körkörösen forog egyetlen középpont körül, és a Föld egy fordulatának periódusa egy évnek felel meg [101] . Ebben az esetben Héraklidész elmélete Philolaus világának rendszerének szerves továbbfejlődése volt, és Arisztarkhosz világának heliocentrikus rendszerének közvetlen elődje .

Az ie III. század első felében. e. Arisztarkhosz javasolta a világ heliocentrikus rendszerét. A heliocentrikus rendszer és a csillagok éves parallaxisának megfigyelhetetlensége alapján arra a következtetésre jutott, hogy a Föld és a Nap távolsága elhanyagolható a Nap és a csillagok távolságához képest. Emellett módszert javasolt a Nap és a Hold távolságának, valamint méretük mérésére. Szerinte a Föld térfogatát tekintve 250-szer kisebb, mint a Nap. Bár számszerűen tévedett, módszere lehetővé tette annak megállapítását, hogy a Föld sokkal kisebb, mint a Nap.

A Kr.e. III. századtól. e. A görög tudomány asszimilálta a babiloniak vívmányait, beleértve a csillagászat és a matematika vívmányait. De a görögök sokkal tovább mentek. Kr.e. 230 körül e. Pergai Apollonius új módszert dolgozott ki az egyenetlen periodikus mozgás ábrázolására egy alapkörön – a deferensen – és egy a deferens körül keringő másodlagos körön keresztül – az epicikluson; maga a lámpatest mozog az epiciklus mentén. Ezt a módszert Hipparkhosz vezette be a csillagászatba , aki Rodoszon dolgozott.

A Kr.e. 1. században e. A Gemin azt a véleményt hirdette, hogy a csillagok csak látszólag ugyanazon a gömbön fekszenek, valójában azonban a Földtől eltérő távolságra helyezkednek el. Minden okkal feltételezhető, hogy ez a vélemény is korábban, a Kr. e. 3. vagy 2. században keletkezett. pl., mivel a csillagok megfelelő mozgásának lehetőségéhez kapcsolódik, amelynek lehetőségét Hipparkhosz feltételezte: az ilyen mozgások jelenléte összeegyeztethetetlen a csillagok, mint egy gömbön rögzített testek elképzelésével.

Az I. sz. végi hosszú hanyatlás után. e. - Kr.u. 2. század eleje e. újraindul az ég felfedezése és a világmodellek kidolgozása. A szmirnai Theon leírja a beágyazott gömbök elméletét, egy fizikai elméletet, amely megpróbálja megmagyarázni az epiciklusok elméletét. Ennek lényege a következő. Képzeljünk el két tömör anyagból készült koncentrikus gömböt, amelyek közé egy kis gömböt helyezünk. A nagygömbök sugarának számtani középértéke a deferens sugara, a kisgömbé pedig az epiciklus sugara. A két nagy gömb elforgatásával a kis gömb elfordul közöttük. Ha egy bolygót egy kis gömb egyenlítőjére helyezünk, akkor a mozgása pontosan olyan lesz, mint az epiciklusok elméletében; így az epiciklus egy kisebb gömb egyenlítője.

Ezt az elméletet – némi módosítással – Ptolemaiosz is követte. Planetary Hypotheses [102] című munkájában írja le . Külön megjegyzi, hogy az egyes bolygók maximális távolsága megegyezik az őt követő bolygó minimális távolságával, vagyis a Holdtól való maximális távolság egyenlő a Merkúrtól való minimális távolsággal stb. Ptolemaiosz képes volt hogy megbecsüljük a Hold maximális távolságát az Arisztarkhosz módszeréhez hasonló módszerrel: a Föld 64 sugara. Ez megadta neki az egész univerzum léptékét. Ennek eredményeként kiderült, hogy a csillagok a Földtől körülbelül 20 ezer sugarú távolságra helyezkednek el. Ptolemaiosz kísérletet tett a bolygók méretének becslésére is. Számos hiba véletlenszerű kompenzációja eredményeként a Föld az univerzum átlagos testének bizonyult, a csillagok pedig körülbelül akkora méretűek, mint a Nap.

Amerika civilizációi Mezoamerika

A mezoamerikai civilizációk közé tartoznak az aztékok , maják , mixtékek , olmékok , purépecha , zapotec , tolték , totonák , huasztek , chichimecek . És bár az élet különböző területein még ugyanazon civilizáción belül is óriásiak lehetnek a különbségek, de ami a világról alkotott általános elképzeléseket illeti, kisebb eltérésekkel egységes a nézet.

A mezoamerikaiak nagyon korán elkezdtek pontos csillagászati megfigyeléseket végezni, amelyek általában a mezőgazdasági igényekhez kapcsolódnak. Pontosan ki tudták számítani a nap- és holdfogyatkozást, valamint a Vénusz koordinátáit az égen. Pontos naptár is készült.

De a mezoamerikai elképzelésekben nem a megfigyelések eredményei, hanem az asztrológia és a naptár foglalnak el jelentős helyet [103] . Tehát a ciklikusság gondolata a naptárba ágyazva átkerül a világ összes eseményébe, ezeknek az ismétlődéseknek az időszakai a mezoamerikaiak számára szent számokhoz kapcsolódnak, mint például a 400, 20, 52. A ciklikusság is jelen van a világban. kozmogónia: a világ elpusztul és újrateremtődik. Összesen négy ilyen ciklus volt, a mostani az ötödik. Ha feltételezzük, hogy a kronológia kezdő dátuma helyesen van beállítva, akkor az aktuális ciklus vége 2012-re esik [104] .

A világ felépítése is hasonló volt: a világnak van vertikális és horizontális felosztása. A vetítésben ez egy négyszög, amelynek sarkai a sarkpontokhoz vannak orientálva. A világfa a világ közepén halad át , összekötve 13 égi világot, a földi világot és 9 földalattit. A világ minden részének megvolt a maga istene és színe, amely a különböző népeknél eltérő volt. A világ születését két ellentétes elv harca adta: a jó és a rossz, a világosság és a sötétség stb. [105]

Középkorú

Európa

A középkorban a katolikus Európában a világ Ptolemaiosz szerinti geocentrikus rendszere dominált. Ez a rendszer Arisztotelész nézeteivel párosulva hivatalos elismerést és támogatást kapott az egyháztól és a Szentszéktől [106] . Arisztotelész homocentrikus szférarendszerének egyik fő népszerűsítője a híres filozófus és teológus Aquinói Tamás volt [107] . Ezt a rendszert tartotta az egyetlen helyesnek; A Ptolemaiosz által a tudományban rögzített epiciklusokat és különcöket „szükséges rossznak”, kényelmes matematikai fikciónak tekintették, amelyet a számítások megkönnyítésére hoztak létre.

Ezzel egy időben az egyetemek is elkezdtek felszökni Európában. Annak ellenére, hogy bizonyos mértékig a katolikus egyház irányítása alatt álltak, a tudományos gondolkodás fő központjaivá váltak, hozzájárultak az univerzum szerkezetére vonatkozó ismeretek fejlődéséhez és felhalmozásához [108] .

Iszlám világ

A természetfilozófia és a kozmológia területén a legtöbb arab tudós Arisztotelész tanításait követte. Az Univerzum két alapvetően különböző részre való felosztásán alapult - a Hold alatti és a Hold feletti világra. A holdalatti világ a változékony, mulandó, mulandóság birodalma; ellenkezőleg, a holdfölötti, mennyei világ az örök és megváltoztathatatlan birodalma. Ehhez a fogalomhoz kapcsolódik a természeti helyek fogalma. Ötféle anyag létezik, és mindegyiknek megvan a maga természetes helye a világunkban: a Föld eleme a világ közepén van, ezt követik a víz, levegő, tűz, éter elemek természetes helyei.

A kozmológia területén az iszlám országainak tudósai a világ geocentrikus rendszerének hívei voltak. Viták voltak azonban arról, hogy melyik változatot részesítsük előnyben: a homocentrikus szférák elméletét vagy az epiciklusok elméletét .

A XII-XIII. század elején az epiciklusok elmélete hatalmas támadásnak volt kitéve Andalúzia arab filozófusai és tudósai részéről . Ezt a mozgalmat néha "andalúziai lázadásnak" is nevezik [106] . Alapítója Muhammad ibn Baja volt , akit Európában Avempats néven ismernek († 1138), a munkát tanítványa, Muhammad ibn Tufayl (kb. 1110-1185) és az utolsó Hyp ad-Din al-Bitruji tanítványai folytatták , más néven Alpetragius és Averroes ; Maimonides , az andalúziai zsidó közösség képviselője a számuknak tudható be . Ezek a tudósok meg voltak győződve arról, hogy az epiciklusok elmélete, matematikai szempontból minden előnye ellenére, nem felel meg a valóságnak, mivel az epiciklusok és az excentrikus deferensek létezése ellentmond Arisztotelész fizikájának, amely szerint az égitestek egyetlen forgási középpontja. csak a világ közepe lehet, amely egybeesik a Föld középpontjával.

Az epiciklusok elmélete azonban a ptolemaioszi változatában (az excentricitásfelezés elmélete) nem tudta teljes mértékben kielégíteni a csillagászokat. Ebben az elméletben a bolygók egyenetlen mozgásának magyarázatára azt feltételezzük, hogy az epiciklus középpontjának mozgása a deferent mentén egyenletesnek tűnik, ha nem a deferens középpontjából nézzük, hanem egy bizonyos pontról, amelyet egyenlítőnek nevezünk . , vagy kiegyenlítési pont. Ebben az esetben a Föld szintén nem a deferens középpontjában helyezkedik el, hanem a deferens középpontjához képest szimmetrikusan oldalra tolódik el az egyenletponthoz képest. Ptolemaiosz elméletében az epiciklus középpontjának az egyenlethez viszonyított szögsebessége változatlan, míg a deferens középpontjából nézve az epiciklus középpontjának szögsebessége a bolygó mozgásával változik. Ez ellentmond a Kepler előtti csillagászat általános ideológiájának, amely szerint az égitestek minden mozgása egységes és körkörös mozgásokból áll.

A muszlim csillagászok ( 11. századi ibn al-Haythamtől kezdve) egy másik, tisztán fizikai nehézséget is felfigyeltek Ptolemaiosz elméletében. Az egymásba ágyazott gömbök elmélete szerint, amelyet maga Ptolemaiosz dolgozott ki, az epiciklus középpontjának a deferens mentén történő mozgását valamilyen anyagi gömb forgásaként ábrázolták. Teljesen lehetetlen azonban elképzelni, hogy egy merev test a középpontján átmenő tengely körül úgy forogjon, hogy a forgási sebesség a forgástengelyen kívül eső ponthoz képest állandó legyen.

Voltak kísérletek arra, hogy túllépjenek a geocentrikus rendszer határain, de jelentős ellenállásba ütköztek az ortodox teológusok, akik elutasítottak minden természetfilozófiai elméletet, mivel azok ellentmondanak Allah mindenhatóságának tézisének [109] .

Ortodox világ

A bizánci világ és a keleti rítusú kereszténységhez csatlakozó országok világgondolata szorosan összekapcsolódott a teológiával . Szükséges volt megmagyarázni a környező világot, és nem került konfliktusba a Szentírással . Még a VI. században is. a " Christian Topography " kéziratot Cosmas Indikopleustus , egy alexandriai kereskedő jelent meg . Bizáncban nem vették komolyan. Photius pátriárka azt írta Mihail bolgár cárnak, hogy nem érdemel róla figyelmet, rámutatott az égboltról alkotott elképzeléseinek abszurd voltára, és a szerzőben "inkább meséket mesélt, mint igazság elbeszélőit". Nyugat-Európában azonban a kompozíció széles körben elterjedt. A premongol korszakban behatolt a Kijevi Rusz területére, és egészen a 17. századig volt befolyása [110] .

Cosmas Indikopleust elutasította a Föld és Ptolemaiosz egész rendszerének gömbölyűségének hipotézisét, és "körkörös eretnekségnek" nevezte az ilyen gondolatokat. Ezt azzal támasztotta alá, hogy a Szentírás azt mondja, hogy az angyalok a második eljövetelkor trombitaszóval hívják majd a népeket „a menny végétől a végsőkig”. És ha a Föld kör alakú, akkor az ég kör alakú, vagyis nincs éle, és ez ellenkezik a Szentírással. Továbbá, ha az ég „kör alakú”, és ezért nem érinti a földgömb széleit, akkor hogyan fognak az emberek az általános feltámadáskor felemelkedni a földről a második eljövetel idején? Cosmas szerint a Föld téglalap alakú volt. Felülről ez a téglalap hegylé emelkedik, melynek teteje északnyugat felé hajlik, és ennek a hegyvidéknek a lejtőjén északról délre különböző népek élnek. Elhaladásakor a Nap közelebb van a déli vidékekhez, mint az északihoz. Az óceán a Föld körül helyezkedik el , és szélén az égbolt szilárd, de átlátszó fala emelkedik ki, amely közvetlenül a tengerentúli szárazfölddel csatlakozik.

Kozma Indikopleust munkája mellett ott volt a 10. századi bolgár szerző, Exarch János "Hat nap" című könyve , amely egy 1263-as kéziratban jutott el hozzánk [110] . Ez a mű sokkal vitatottabb, mint az első. John egyrészt a Kozmaséhoz hasonló nézeteket fogalmaz meg, de vannak utalások arra, hogy a szerző a Földet labdaként képzeli el. Ezenkívül a Cosmasszal ellentétben megkülönbözteti a bolygókat a csillagoktól.

A keleti kereszténység kozmográfiai ábrázolásai megtalálhatók a 8. századi damaszkuszi teológus An Exact Exposition of the Orthodox Faith című könyvében is. János nézetei már egyenesen ellentétesek Kozmaéval: minden részletében le van írva a Zodiákus , leírják a bolygók asztrológiai házait, észrevehető a rokonszenv a föld körforgása iránt. Damaszkusz könyve nem különít el holisztikus véleményt az ég természetéről, de az ég természetéről minden nézet adott. Együttérzően idézik Nagy Bazil nézetét : "ez a mennyország, az isteni Bazil finom lény, mondja, a természet, mint a füst."

Reneszánsz (XV-XVI. század)

Kora reneszánsz (XV. század)

Kuzai Miklós (1401-1464) A tanult tudatlanságról című értekezésben ismertetett kozmológiája újító jellegű. Felvállalta az Univerzum anyagi egységét, és a Földet az egyik bolygónak tekintette, amely szintén mozgó; az égitestek lakottak, akárcsak a Föld, és az univerzumban minden megfigyelő egyformán mozdulatlannak tekintheti magát. Véleménye szerint az Univerzum korlátlan, de véges, hiszen a végtelenség csak Istenre lehet jellemző . Ugyanakkor Kuzanets megőrizte a középkori kozmológia számos elemét, köztük az égi szférák létezésében való hitet, beleértve a külsőt, az állócsillagok szféráját. Ezek a gömbök azonban nem teljesen kerekek, forgásuk nem egyenletes, és a forgástengelyek nem foglalnak el fix pozíciót a térben. Ennek eredményeként a világnak nincs abszolút középpontja és egyértelmű határa (valószínűleg ebben az értelemben kell érteni Nicholas tézisét az Univerzum végtelenségéről) [111] .

Heliocentrikus rendszer (XVI. század második fele)

A 16. század első felét a világ új, heliocentrikus rendszerének megjelenése jellemzi, Nicolaus Kopernikusz által . Kopernikusz a Napot helyezte a világ középpontjába, amely körül a bolygók keringtek (köztük a Föld is, amely szintén a tengelye körül forgott). Az univerzumot továbbra is állócsillagok korlátozott szférájának tartotta; láthatóan megőrizte hitét az égi szférák létezésében [112] .

Késő reneszánsz (XVI. század második fele)

Thomas Digges angol csillagász Kopernikusz ötleteit kidolgozva azt javasolta, hogy az űr végtelen és tele van csillagokkal. Ezeket a gondolatokat Giordano Bruno olasz filozófus [113] [114] [115] elmélyítette . Bruno kozmológiájának számos rendelkezése innovatív, sőt forradalmi jellegű a maga korában, ami nagymértékben megelőlegezte a modern kozmológia számos rendelkezését: az Univerzum végtelenségének és a benne lévő világok számának gondolatát, az azonosítást. csillagok távoli napokkal, az univerzum anyagi egységének gondolata. Ugyanakkor Giordano Bruno néhány gondolatát (elsősorban az anyag egyetemes animációjának gondolatát) hamarosan elhagyta a tudomány.

Azonban nem minden tudós fogadta el a Kopernikusz koncepcióját. Tehát az egyik ellenfél Tycho Brahe volt , aki ezt matematikai spekulációnak nevezte. Megalkotta kompromisszumos „geheliocentrikus” világrendszerét, amely Ptolemaiosz és Kopernikusz tanításainak kombinációja volt: a Nap, a Hold és a csillagok a mozdulatlan Föld körül keringenek, és minden bolygó és üstökös a Nap körül. Brahe sem ismerte fel a Föld napi forgását.

Tudományos forradalom (XVII. század)

Johannes Kepler úgy képzelte el az Univerzumot, mint egy véges sugarú golyót, amelynek közepén egy üreg található, ahol a Naprendszer található . Kepler úgy vélte, hogy az ezen az üregen kívüli gömb alakú réteg csillagokkal van megtöltve – önvilágító objektumokkal, amelyeket szintén bolygók vesznek körül [116] , de alapvetően más természetűek, mint a Nap. . Egyik érve a fotometriai paradoxon közvetlen előfutára . Egy másik forradalom Kepler nevéhez fűződik. A számos egyenlettel súlyosbított körkörös mozdulatokat eggyel helyettesíti - ellipszis mentén, és levezeti a mozgás törvényeit , amelyek most az ő nevét viselik.

Galileo Galilei , nyitva hagyva a világegyetem végtelenségének kérdését, megvédte azt a nézetet, hogy a csillagok olyanok, mint a nap. A 17. század közepén-második felében ezeket az elképzeléseket Rene Descartes (örvényelmélet) [117] , Otto von Guericke és Christian Huygens támogatta . Huygens tulajdonában van az első kísérlet egy csillag ( Szíriusz ) távolságának meghatározására, abból a feltételezésből, hogy fényereje megegyezik a Napéval.

A 17. századi Brahe-rendszer számos támogatója között volt a kiemelkedő olasz csillagász, a jezsuita Giovanni Riccioli is . A Föld Nap körüli mozgásának közvetlen bizonyítéka csak 1727-ben jelent meg ( fény aberráció ), de valójában a Brahe-rendszert a legtöbb tudós már a 17. században elutasította, mivel indokolatlanul és mesterségesen bonyolult a Kopernikusz-Kepler rendszerhez képest.

XVIII-XIX

A 18. század küszöbén megjelent az egész modern fizika számára óriási jelentőségű könyv, Isaac Newton Principia Mathematica [118] . A jelenleg is készülő matematikai elemzés lehetővé teszi a fizika számára a tények szigorú értékelését, valamint az azokat leíró elméletek minőségének megbízható megítélését.

Ezen az alapon már a XVIII. Newton megalkotja az univerzum modelljét. Felismeri, hogy egy véges világban, amely tele van gravírozott testekkel, elkerülhetetlenül eljön az a pillanat, amikor ezek mind összeolvadnak egymással. Így azt hiszi, hogy a világegyetem tere végtelen.

Immanuel Kant Thomas Wright munkái alapján 1755-ös értekezésében azt javasolta , hogy a Galaxis egy forgó test lehet, amely hatalmas számú csillagból állhat össze, amelyeket a Naprendszerhez hasonló gravitációs erők tartanak össze, de nagyobb méretű. skála. A Galaxis belsejében (különösen a Naprendszerünkben) elhelyezkedő megfigyelő szemszögéből a kapott korong fényes sávként lesz látható az éjszakai égbolton. Kant azt is felvetette, hogy az éjszakai égbolton látható ködök egy része különálló galaxis lehet.

William Herschel felvetette, hogy a ködök a Tejútrendszerhez hasonló távoli csillagrendszerek lehetnek . 1785-ben megpróbálta meghatározni a Tejút alakját és méretét, valamint a benne lévő Nap helyzetét, "kanál" módszerrel - különböző irányú csillagok számlálásával. 1795-ben, miközben megfigyelte az NGC 1514 bolygóködöt , világosan látott a közepén egy csillagot, amelyet ködös anyag vesz körül. A valódi ködök létezése tehát kétségtelen volt, és nem kellett azt gondolni, hogy minden köd távoli csillagrendszer volt [119] .

1837-ben V. Ya. Struve saját megfigyelései alapján felfedezte és megmérte az α Lyra parallaxist (megjelent 1839-ben). Az általa kapott érték (0,125" ± 0,055") volt a csillag parallaxisának első sikeres meghatározása általában. Ez volt az első lépés az Univerzum valódi térbeli léptékeinek felismerésében [120] .

20. század

A 20. század a modern kozmológia születésének százada. A század elején keletkezik, és fejlődése során magába foglalja a legújabb vívmányokat, például a nagy teleszkópok, űrrepülések és számítógépek építésének technológiáit.

Az első lépéseket a modern kozmológia felé 1908-1916-ban tették meg. Ebben az időben a cefeidák periódusa és látszólagos nagysága közötti egyenes arányos kapcsolat felfedezése a Kis Magellán-felhőben ( Henretta Leavitt , USA) lehetővé tette Einar Hertzsprung és Harlow Shapley számára, hogy módszert dolgozzanak ki a kefeidáktól való távolság meghatározására.

1916-ban A. Einstein megírta az általános relativitáselmélet egyenleteit - a gravitáció elméletét, amely az uralkodó kozmológiai elméletek alapja lett. 1917-ben, a „stacionárius” Univerzumot leíró megoldás megtalálása érdekében Einstein egy további paramétert is bevezet az általános relativitáselmélet egyenleteibe – a kozmológiai állandót .

1922-1924-ben. A. Friedman az Einstein-egyenleteket (a kozmológiai állandóval és anélkül) az egész Univerzumra alkalmazza, és nem stacionárius megoldásokat kap.

1929-ben Edwin Hubble felfedezi a távolodó galaxisok sebessége és távolságuk közötti arányosság törvényét, amelyet később róla neveztek el. Nyilvánvalóvá válik, hogy a Tejútrendszer csak egy kis része a környező Univerzumnak. Ezzel együtt bizonyíték is van Kant hipotézisére : egyes ködök olyan galaxisok, mint a miénk. Megerősítik ugyanakkor Friedman következtetéseit a környező világ nem-stacionaritásáról, és egyben a választott irány helyességét a kozmológia fejlődésében [121] .

Ettől a pillanattól kezdve egészen 1998-ig a kozmológiai állandó nélküli klasszikus Friedman-modell válik uralkodóvá. A kozmológiai állandónak a végső megoldásra gyakorolt hatását vizsgálják, de az Univerzum leírására vonatkozó jelentőségének kísérleti jelzéseinek hiánya miatt az ilyen megoldásokat nem használják megfigyelési adatok értelmezésére.

1932-ben F. Zwicky felvetette a sötét anyag létezésének gondolatát - egy olyan anyag, amely nem elektromágneses sugárzásként jelenik meg, hanem részt vesz a gravitációs kölcsönhatásban. Abban a pillanatban szkepticizmussal fogadták az ötletet, és csak 1975 körül született meg és vált általánosan elfogadottá [122] .

1946-1949-ben G. Gamow a kémiai elemek eredetét próbálva megmagyarázni a magfizika törvényeit alkalmazza az Univerzum tágulásának kezdetére. Így keletkezik a "forró Univerzum" elmélete - az Ősrobbanás elmélete, és ezzel együtt a több Kelvin hőmérsékletű izotróp kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás hipotézise.

1964-ben A. Penzias és R. Wilson izotróp interferenciaforrást fedeztek fel a rádió tartományában. Aztán kiderül, hogy ez a Gamow által megjósolt ereklye-sugárzás . A forró Univerzum elmélete megerősítést nyer, és az elemi részecskefizika eljut a kozmológiához.

1991-1993-ban a "Relikt-1" és a COBE űrkísérletekben a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás ingadozásait fedezték fel. Igaz, a COBE csapatának [121] csak néhány tagja kap majd később Nobel-díjat .

1998-ban egy Hubble-diagram a nagy . Kiderült, hogy a világegyetem gyorsulással tágul . Friedman modellje ezt csak az antigravitáció bevezetésével teszi lehetővé, amelyet a kozmológiai állandó ír le. Felmerül az ötlet, hogy létezik egy különleges energiafajta, amely felelős ezért - a sötét energia. Megjelenik a tágulás modern elmélete - a ΛCDM modell, amely magában foglalja a sötét energiát és a sötét anyagot egyaránt. Az Univerzum felgyorsult tágulása 6-7 milliárd éve kezdődött. Jelenleg (a 2010-es évek végén) az Univerzum úgy tágul, hogy 10 milliárd év alatt megduplázódnak benne a távolságok, és ez az ütem a megjósolható jövőben alig fog változni [123] :48 . $z$

Megjegyzések

Hozzászólások

↑
Különböző forrásokban eltérően definiálják:
- TSB // Nagy Szovjet Enciklopédia : [30 kötetben] / ch. szerk. A. M. Prohorov . - 3. kiadás - M . : Szovjet Enciklopédia, 1969-1978. : az egész világ, térben és időben határtalan, és végtelenül változatos az anyag fejlődése során felvett formáiban. V. objektíven létezik, függetlenül az őt felismerő személy tudatától .
- Univerzum - egy cikk a Big Encyclopedic Dictionary -ből : a teljes létező anyagi világ, amely időben és térben korlátlan, és végtelenül változatos az anyag fejlődési folyamata során felvett formáiban .
- Tudományos és műszaki enciklopédikus szótár: hatalmas hideg és üres területekből álló anyag, energia és tér halmaza, amelyben magas hőmérsékletű csillagok és más objektumok vannak "átszórva", galaxisokba csoportosítva .
- Kazyutinsky VV Universe // Új Filozófiai Enciklopédia / Filozófiai Intézet RAS ; Nemzeti társadalomtudományi alap; Előző tudományos-szerk. tanács V. S. Stepin , alelnökök: A. A. Guseynov , G. Yu. Semigin , könyvelő. titok A. P. Ogurcov . — 2. kiadás, javítva. és add hozzá. - M .: Gondolat , 2010. - ISBN 978-5-244-01115-9 . :"minden, ami létezik", "átfogó világegész", "minden dolgok összessége"; e kifejezések jelentése nem egyértelmű, és a fogalmi kontextus határozza meg.
- A Physical Encyclopedia és a Small Encyclopedia of Space nem határozza meg a fogalmat.
↑ De nem csak a Naprendszerben - az általános relativitáselmélet hatásait jól tanulmányozzák a közeli kettőscsillagok erős mezőiben is , azonban ugyanolyan jellemző méretekkel.
↑ A kozmológiai állandóval rendelkező modellek népszerűtlenségét ékesen bizonyítja az a tény, hogy Weinberg "Kozmológia és gravitáció" című könyvében (1975-ben oroszul) a kozmológiai állandóval rendelkező modellekről szóló bekezdést a naiv modellekkel és modellekkel együtt utalja a részhez. az álló Univerzumról, leírásonként 4 oldalt eltérítve a 675-ből.

Források

↑ I. L. Genkin. MI AZ Univerzum? . Moszkvai Állami Egyetem . - Moszkva . Letöltve: 2014. augusztus 30. Az eredetiből archiválva : 2013. május 27.. (határozatlan)
↑ N. B. Shulevsky. OKTATÁSI ÉS MÓDSZERTANI PROGRAMOK filozófiából a Moszkvai Állami Egyetem Gazdasági Karának alap-, mester- és végzős hallgatóinak 26, 39, 67. Lomonoszov Moszkvai Állami Egyetem (2013). - Moszkva . Letöltve: 2014. augusztus 29. Az eredetiből archiválva : 2014. augusztus 29.. (határozatlan)
↑ Univerzum // Új filozófiai enciklopédia . Az eredetiből archiválva : 2014. május 19. (határozatlan)
↑ Zeitlin R. M. Az ószláv nyelv szókincse . - M . : Nauka, 1977. - S. 39 .
↑ Vasmer M. Az orosz nyelv etimológiai szótára. T.1. M., 2004. 363. o
↑ A kozmosz logikája (az ókori Görögország fizikája) Archiválva : 2012. május 26.
↑ Bőség az Univerzumban a periódusos rendszer összes elemére vonatkozóan Archiválva : 2012. augusztus 25.
↑ 1 2 3 4 Jarosik, N., et.al. (WMAP együttműködés). Hét éves Wilkinson mikrohullámú anizotrópia szonda (WMAP) megfigyelései: Égbolttérképek, szisztematikus hibák és alapvető eredmények (PDF). nasa.gov. Letöltve: 2010. december 4. Az eredetiből archiválva : 2012. augusztus 16.. (határozatlan) (a NASA WMAP Documents Archivált 2010. november 30. oldaláról. oldal)
↑ Astronomy & Astrophysics Vol. 571, 2014. november (nyílt kötet): Planck 2013 eredményei . Letöltve: 2022. június 17. Az eredetiből archiválva : 2021. április 11. (határozatlan)
↑ Dibay E. A. kvazárok // Űrfizika / R. A. Sunyaev. — M .: SZOVJET ENCIKLÓPÉDIA, 1986.
↑ Mazets E.P. Gamma-kitörések // Űrfizika / R. A. Sunyaev. — M .: SZOVJET ENCIKLÓPÉDIA, 1986.
↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. A szekuláris evolúció és az áldudorok kialakulása a koronggalaxisokban . Annual Review of Astronomy and Astrophysics (2005. június 7.). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Letöltve: 2009. július 31. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11.. (határozatlan)
↑ 1 2 Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alekszej V. Hubble Űrteleszkóp és az Ia típusú szupernóvák földi megfigyelései a 0.5-ös vöröseltolódásnál: Kozmológiai vonatkozások . – The Astrophysical Journal, 2006.
↑ 1 2 3 4 5 Rastorguev A.S. Távolság skála az Univerzumban . Asztronet . Az eredetiből archiválva: 2009. július 5. (határozatlan)
↑ Kholopov P. N. Mozgó klaszterek felfedezése // Csillaghalmazok. - M .: Nauka, 1981.
↑ Tsvetkov D. Yu. Szupernóva-csillagok . Az eredetiből archiválva : 2012. március 9. (határozatlan)
↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al. , The High-Z Supernova Search: Az Univerzum kozmikus lassulása és globális görbületének mérése IA típusú szupernóvákkal . – The Astrophysical Journal, 1998.
↑ K. Nakamura et al.,. Ősrobbanás kozmológia: old. 8. Archiválva : 2011. november 25. (határozatlan)
↑ Steven Weinberg. Kozmológia . - M. : URSS, 2013. - S. 68 -81. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Az erős gravitációs lencse késleltetési statisztikái és a sötét halók sűrűségi profilja . – The Astrophysical Journal, 2002.
↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. A kiterjesztési mező: H 0 értéke . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
↑ 1 2 3
Cikk mini-kritikával a témában:
- Makarov, Dmitrij; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca stb. A Vörös Óriás ágának tippje Távolságok. I. Maximum Likelihood algoritmus optimalizálása. - The Astronomical Journal, 2006. - .
Privát kiegészítések:
- Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. A vörös óriás ág tippje Távolságok a galaxisoktól. III. A törpegalaxis Sextans. - Astrophysical Journal, 1996. - .
- Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. A vörös óriáság hegye, mint távolságjelző a megoldott galaxisok számára. - Astrophysical Journal, 1993. - .
↑ McClure ML, Dyer, CC Anizotrópia a Hubble-állandóban, amint azt a HST extragalaktikus távolságskála fő projekteredményei megfigyelték . – Új csillagászat, 2007.
↑ Coley A.A. Kozmológiai megfigyelések: Átlagolás a nullkúpon . — eprint arXiv:0905.2442, 2009.
↑ Umeh, Obinna, Larena Julien, Clarkson Chris. A Hubble-arány az átlagolt kozmológiában . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.
↑ Blomqvist, Michael; Mortsell, Edvard; Nobili, Serena. Sötétenergia-inhomogenitások vizsgálata szupernóvákkal . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2008.
↑ Clifton Timothy, Zuntz Joe. Hubble diagram diszperzió a nagyméretű szerkezetből . — A Royal Astronomical Society havi közleményei, 2009.
↑ Blomqvist, Michael; Enander, Jonas; Mortsell, Edward. Sötétenergia-ingadozások korlátozása szupernóva-korrelációkkal . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2010.
↑ Dai, De-Chang; Kinney, William H.; Stojkovic, Dejan. A kozmológiai tömegáramlás mérése a szupernóvák sajátos sebességével . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.
↑ 1 2 3 4 M. V. Sazhin. Az ereklyesugárzás anizotrópiája és polarizációja. Legfrissebb adatok . - UFN, 2004. Archiválva : 2011. augusztus 12.
↑ Yoel Rephaeli. Kozmológia SZ-effektussal . – 2003.
↑ Yuki D. Takahashi. CMB polarizáció . Archiválva az eredetiből 2011. augusztus 22-én. (határozatlan)
↑ Lewis Anton, Challinor Anthony. A CMB gyenge gravitációs lencséje . – Fizikai jelentések, 2006.
↑ Rossi Graziano, Sheth Ravi K., Park Changbom, Hernández-Monteagudo Carlos. A meleg és hideg képpontok nem Gauss-eloszlása és klaszterezése az ötéves WMAP égbolton . — A Royal Astronomical Society havi közleményei, 2009.
↑ Verhodanov OV, Sokolov VV, Khabibullina ML, Karpov SV GRB égboltosztó rejtvények . — Astrophysical Bulletin, 2010.
↑ Liu Hao, Li Ti-Pei. Továbbfejlesztett CMB térkép a WMAP adatokból . - nyomtatott, 2009.
↑ Egyszerű, de kihívásokkal teli: az Univerzum Planck szerint . Archiválva az eredetiből 2013. május 24-én. (határozatlan)
↑ David H. Weinberg, Romeel Dav'e, Neal Katz, Juna A. Kollmeier. A Lyman-alfa erdő mint kozmológiai eszköz . – STI, 2003.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Általános asztrofizika . - M. : VEK 2, 2006. - S. 402 -404. — 496 p. - 1500 példány. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Hoekstra Henb; Jain Bhuvnesh. Gyenge gravitációs lencse és kozmológiai alkalmazásai . — Nukleáris és részecskerendszerek éves áttekintése, 2008.
↑ 1 2 Zasov A.V. Az Univerzum nagyléptékű szerkezete . Archiválva az eredetiből 2009. október 27-én. (határozatlan)
↑ N. T. Ashimbaeva. Víz észlelése a korai univerzumban gravitációs lencsék segítségével. . Asztronet . Letöltve: 2009. október 28. Az eredetiből archiválva : 2011. május 18.. (határozatlan)
↑ Péroux, C.; Kulkarni, V. P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, JT; Vladilo, G.; York, DG Az ismert legtöbb fémben gazdag köztes kvazár abszorber . — Csillagászat és asztrofizika, 2006.
↑ O'Meara John M., Burles Scott, Prochaska Jason X., Prochter Gabe E és munkatársai A deutérium-hidrogén mennyiségi arány a QSO SDSS J155810.16-003120 irányában . – The Astrophysical Journal, 2006.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Általános asztrofizika. - M. : VEK 2, 2006. - 496 p. - 1500 példány. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ N. T. Ashimbaeva. A CMB hőmérséklet első pontos mérése a korai időszakban. . Asztronet . Letöltve: 2009. október 28. Az eredetiből archiválva : 2011. május 18.. (határozatlan)
↑ Maiolino R.; Schneider R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. A por szupernóva eredete nagy vöröseltolódású kvazárban . – Természet, 2004.
↑ Bouwens, RJ; Illingworth, GD; Franx, M. et al., UV kontinuum lejtő és porelvonás z~6-tól z~2-ig: A csillagképződés . – The Astrophysical Journal, 2009.
↑ 1 2 3 ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM. GRB kozmológia . – nyomtatott, 2007.
↑ Sarkar Prakash, Yadav Jaswant, Pandey Biswajit, Bharadwaj Somnath. A galaxis eloszlás homogenitási skálája az SDSS DR6-ban . — A Royal Astronomical Society havi közleményei, 2009.
↑ Gong Zhi Yuan. Nagyméretű szerkezetek homogenitásának tesztelése SDSS adatokkal . — Kínai csillagászat és asztrofizika, 2010.
↑ Sylos Labini, F.; Vasziljev, NL; Barysev, YV Állandó fluktuációk a galaxisok eloszlásában a kétfokos mezőből . – Europhysics Letters, 2009.
↑ Sylos Labini, Francesco; Baryshev, Yuri V. A kopernikuszi és kozmológiai elvek tesztelése a helyi univerzumban galaxisvizsgálatokkal . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2010.
↑ Rjabinkov, AI; Kaminker, AD; Varshalovich, D. A. Az abszorpciós vonalrendszerek vöröseltolódási eloszlása QSO spektrumokban . – A Royal Astronomical Society havi közleményei, 2007.
↑ Bell, MB; McDiarmid, D. Hat csúcs látható a 46 400 SDSS kvazár vöröseltolódási eloszlásában, megegyezik a csökkenő belső vöröseltolódási modell által előrejelzett preferált vöröseltolódásokkal . – The Astrophysical Journal, 2006.
↑ Hartnett, J. G. Fourier-elemzés a galaxisok nagyléptékű térbeli eloszlásával kapcsolatban a világegyetemben . — 2. Válság a Kozmológiában Konferencia, 2009.
↑ Pérez-González Pablo G., Rieke George H., Villar Victor et al., The Stellar Mass Assembly of Galaxies from z=0 to z=4: Analysis of a Sample Selected in the Rest-Frame Near-Infrared with Spitzer . – The Astrophysical Journal, 2008.
↑ Labita, M.; Decarli, R.; Treves, A.; Falomo, R. Szupermasszív fekete lyukak méretének csökkentése az SDSS kvazár felmérésből . — A Royal Astronomical Society havi közleményei, 2009.
↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio és munkatársai Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs . — Astrophysical Journal, 1997.
↑ Peterson Charles J. A gömbhalmazok korai . – Csendes-óceáni Csillagászati Társaság, 1987.
↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. A fehér törpék Hubble Űrteleszkópos megfigyelése az M4 gömbhalmazban . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
↑ Moehler S, Bono G. Fehér törpék gömbhalmazokban . - 2008. Archiválva : 2017. augusztus 6.
↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE és munkatársai : A halo törpék lítium abundanciái a gerjesztési hőmérséklet alapján. I. Lokális termodinamikai egyensúly (angol) // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2009.
↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. A lítium mennyisége rendkívül fémszegény csillagokban . — 2012.
↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Tórium és urán kronométerek a CS 31082-001 szabványhoz . – The Astrophysical Journal, 2002.
↑ N. Dauphas. URÁN-TÓRIUM KOZMOKRONOLÓGIA . - 2005. Archiválva : 2014. május 19.
↑ Izotov, Jurij I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited . — Astrophysical Journal, 1998.
↑ Izotov, Jurij I.; Thuan, Trinh X. A 4He ősi bősége: bizonyíték a nem szabványos ősrobbanás nukleoszintézisére . – The Astrophysical Journal Letter, 2010.
↑ Peimbert, Manuel. Az őshéliumbőség . – 2008.
↑ S. Capozziello és M. Francaviglia. A gravitáció kiterjesztett elméletei és kozmológiai és asztrofizikai alkalmazásaik // Általános relativitáselmélet és gravitáció. - 2008. - Vol. 40 , iss. 2-3 . - P. 357-420 . - doi : 10.1007/s10714-007-0551-y . Archiválva az eredetiből 2015. július 12-én.
↑ 1 2 M. V. Sazhin. Modern kozmológia népszerű előadásban. - M. : URSS, 2002. - S. 145-148. — 240 s. - 2500 példány. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8
- Zasov A. V., Postnov K. A. Általános asztrofizika . - Fryazino: 2. életkor, 2006. - S. 421 -432. — 496 p. — ISBN 5-85099-169-7 .
- Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: A forró ősrobbanás elmélete. - M. : LKI, 2008. - S. 45-80. — 552 p. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Planck együttműködés. Planck 2013 eredményei. XVI. Kozmológiai paraméterek . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 Michael Rowan-Robinson. Kozmológia = Kozmológia / Angolból fordította N. A. Zubchenko. P. K. Silaev tudományos szerkesztése alatt. - M.-Izhevsk: Kutatóközpont "Szabályos és kaotikus dinamika", 2008. - P. 96-102. — 256 p. - ISBN 976-5-93972-659-7.
↑ [0806.1065] B2FH, the Cosmic Microwave Background and Cosmology Az eredetiből archiválva 2017. augusztus 6-án.
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Bevezetés a mag- és részecskefizikába. - M. : URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 p. - 1700 példány. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Modern kozmológia népszerű előadásban. - M. : URSS, 2002. - S. 144. - 240 p. - 2500 példány. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ M. V. Sazhin. Modern kozmológia népszerű előadásban. - M. : URSS, 2002. - S. 104-106. — 240 s. - 2500 példány. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ "A szupersztringelmélet hivatalos oldalának" fordítása . Asztronet . Archiválva az eredetiből 2009. február 23-án. (határozatlan)
↑ 1 2 Nyílt forráskódokban egy jó áttekintést egy angol nyelvű cikk ad Brandenberger Róbert. A kozmológia témakörei . - 2007. - arXiv : hep-th/0701157 . Oroszul a felmérési adatok tekintetében megfelelő D. S. Gorbunov, V. A. Rubokov. Jeans instabilitása a newtoni gravitációs elméletben // Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet. - M . : Krasznád, 2010. - S. 335-371. — 568 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ Lev Kofman, Linde Andrej, Starobinsky Alekszej A. Újramelegítés infláció után . — Phys. Fordulat. Lett., 1994.
↑ Csillagászat XXI. század / Szerk. V. G. Surdina . - 2. - Fryazino: Century 2, 2008. - S. 414-416. — 608 p. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
↑ Victor J Stenger. Az Univerzum ránk van hangolva? (angol) . Archiválva az eredetiből 2012. július 16-án.
↑ Tegmark Max. A kvantummechanika értelmezése: sok világ vagy sok szó? . Fortschritte der Physik, 1998.
↑ Zöld B. Elegáns univerzum. Szuperhúrok, rejtett dimenziók és a végső elmélet keresése . - 1999. - 464 p. — ISBN 0-375-70811-1 .
↑ Kozmológia. Miről szól a húrelmélet? . Asztronet . Letöltve: 2010. május 15. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22.. (határozatlan)
↑ L. Baum és P. H. Frampton. Fordulat a ciklikus kozmológiában. - Physical Review Letters, 2007. - doi : 10.1103/PhysRevLett.98.071301 . - . - arXiv : hep-th/0610213 . — PMID 17359014 .
↑ PJ Steinhardt, N. Turok. A ciklikus modell egyszerűsítve. - Új Astron. Rev., 2004. - doi : 10.1016/j.newar.2005.01.003 . — Iránykód . - arXiv : astro-ph/0404480 .
↑ 1 2 Gibson CH, Schild RE Evolution Of Proto-Galaxy-Cluster to The their Present Form: Theory and Observation . — Kozmológiai folyóirat, 2010.
↑ 1 2 Gorbunov D. S., Rubokov V. A. Jeans instabilitása a newtoni gravitációs elméletben // Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet. - M. : Krasznád, 2010. - 568 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 3 4 Gorbunov D. S., Rubakov V. A. Scalar perturbations: results for one-component media. // Bevezetés a korai Univerzum elméletébe: Kozmológiai perturbációk. inflációs elmélet. — M. : LKI, 2008. — 552 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ L. D. Landau, E. M. Lifshits. Mezőelmélet. - M . : Fizmatlit, 2006. - S. 493-494. - (Elméleti fizika).
↑ Longo Michael J. Dipólus detektálása z~0.04 vöröseltolódású spirálgalaxisok kéziségében . – Fizika B betűk, 2011.
↑ 1 2 Litovka I. I. Eszmék a térről és az időről az ókori Mezopotámiában a kasszita és asszír korszakban // Történelemfilozófia. - 2011. - T. 4 . - S. 105-113 .
↑ Kurtik G. E. Az ókori Mezopotámia kozmológiája // Tanulmányok a fizika és a mechanika történetében. 1995-1997. - M . : Nauka, 1999. - S. 60-75 .
↑ Korostovtsev M. A. - Religion of Ancient Egypt Archiválva : 2015. szeptember 24.
↑ Az ókori Egyiptom kulturális tere – Az ókori Egyiptom története és kultúrája Archiválva : 2010. október 9..
↑ Litovka I. I. Az ókori egyiptomi csillagászat, kronológia és naptár problematikus vonatkozásai // Történelemfilozófia. - 2009. - T. 1 . - S. 134-154 .
↑ A. Panekuk. Görög költők és filozófusok // History of Astronomy = A history of astronomy. - a második. - M. : URSS, 2010. - 592 p. — (Fizikai-matematikai örökség). — ISBN 978-5-382-01147-9 .
↑ L. Ponomarjov. A kvantum jegye alatt. - M. : FIZMATLIT, 2005. - 416 p. — ISBN 5-9221-0653-8 .
↑ BL van der Waerden, A bolygók mozgásáról Pontusi Heraclides szerint, Arch. Internat. Hist. sci. 28 (103) (1978)
↑ James Evans. Az ókori csillagászat története és gyakorlata. — Oxford: Oxford. Egyetemi Kiadó, 1998, 384-392.
↑ K. Taube. Az aztékok és maják mítoszai / K. Tkacsenko. - M . : Fair-press, 2005.
↑ Mitológia enciklopédiája. A mezoamerikai népek asztrológiája . Hozzáférés dátuma: 2011. május 27. Az eredetiből archiválva : 2012. július 9.. (határozatlan)
↑ A. I. Davletshin. Megjegyzések a mezoamerikai vallási-mitológiai ábrázolásokhoz . Az eredetiből archiválva : 2009. december 27. (határozatlan)
↑ 1 2 Sabra A. I. The Andalusian Revolt Against Ptolemaios Astronomy: Averroes and al-Bitrûjî // in: Transformation and Tradition in the Sciences: Essays in honor of I. Bernard Cohen. - Cambridge University Press, 1984. - P. 233-253.
↑ Bilenkin D. A. Gondolatmód. - Tudományos vékony. megvilágított. - M . : Det. lit., 1982. - S. 166.
↑ Csillagászat . Nagy Szovjet Enciklopédia . Letöltve: 2012. december 18. Az eredetiből archiválva : 2012. december 19. (határozatlan)
↑ S. K. Mindenszentek. Hogyan ismerték az univerzumot. - M . : Állami Műszaki és Elméleti Irodalmi Kiadó, 1955. - 49 p.
↑ 1 2 Az ókori Oroszország csillagászata D. O. Szvjatszkij Archiválva : 2011. október 12.
↑ Koyre A. A zárt világtól a végtelen univerzumig. - M . : Logosz, 2001. - S. 2-17.
↑ Barker P. Kopernikusz, a gömbök és az egyenlítő. – Szintézis, 1990.
↑ Giordano Bruno. A végtelenről, az univerzumról és a világokról
↑ Gatti H. Giordano Bruno és a reneszánsz tudomány. - Cornell Univercity Press, 1999. - S. 105-106.
↑ Koire 2001; Granada 2008.
↑ Khramov Yu. A. Fizikusok: Életrajzi Címtár / Szerk. A. I. Akhiezer .. - Szerk. 2., rev. és további - M. : Nauka , Fizikai és matematikai irodalom főkiadása, 1983. - P. 130. - 400 p. - 200 000 példányban.
↑ Matvievskaya G.P. René Descartes. - M . : Oktatás, 1987. - S. 38. - 79 p. — (A tudomány emberei). - 74 000 példány.
↑ Newton I. A természetfilozófia matematikai alapelvei / A. N. Krylov fordítása latinból és jegyzetei . — M .: Nauka, 1989. — 688 p.
↑ Yu. N. Efremov. Hubble állandó . Asztronet . Letöltve: 2010. október 4. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 11.. (határozatlan)
↑ Csillagparallaxis (hivatkozás nem érhető el) . Letöltve: 2013. április 11. Az eredetiből archiválva : 2013. szeptember 21.. (határozatlan)
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Általános asztrofizika. - M. : VEK 2, 2006. - 398 p. - 1500 példány. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Einasto Jaan. The Tale of Dark Matter = Tumeda aine lugu / ösz. Mihkel Jõeveer, szerk. Urmas Tonisson. — Tumeda aine lugu. - Tartu: Ilmamaa, 2006. - T. 71. - S. 259-415. - (Eesti mõtteloo (Az észt gondolkodás története)). — ISBN 978-9985-77-192-1 .
↑ Valerij Rubakov . Ismert és ismeretlen Univerzum // Tudomány és élet . - 2019. - 11. sz . - S. 46-50 . (Orosz)

Irodalom

Landau LD , Lifshitz, EMThe Classical Theory of Fields (Theoretical Physics Course) (angol) . — átdolgozott 4. angol. – New York: Pergamon Press, 1975. - P. 358-397. - ISBN 978-0-08-018176-9 .
Liddell HG, Scott R. A görög-angol lexikon . - Oxford University Press , 1968. - ISBN 978-0-19-864214-5 .
Misner CW , Thorne KS , Wheeler JA Gravitáció. – San Francisco: W. H. Freeman, 1973. - P. 703-816. - ISBN 978-0-7167-0344-0 .
Raine DJ, Thomas EG Bevezetés a kozmológia tudományába . — Fizikai Intézet Kiadó , 2001.
Rindler, W. Alapvető relativitáselmélet: speciális, általános és kozmológiai . - New York: Springer Verlag , 1977. - P. 193-244 . - ISBN 978-0-387-10090-6 .
Smithsonian Universe / Martin Rees. — 2. - London: Dorling Kindersley , 2012. - ISBN 978-0-7566-9841-6 .

Linkek

van der Waerden BL A heliocentrikus rendszer a görög, perzsa és hindu csillagászatban (angol) // A New York-i Tudományos Akadémia évkönyvei : folyóirat. - 1987. - 1. évf. 500, nem. 1 . - P. 525-545. - doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x . — .

Tematikus oldalak

diszkók

Szótárak és enciklopédiák

Bibliográfiai katalógusokban
BNF : 123747698 GND : 4079154-3 J9U : 987007572655805171 LCCN : sh2010007248 NDL : 00574074 NKC : ph116566

A Föld elhelyezkedése a világűrben
Föld → Naprendszer → Helyi csillagközi felhő → Helyi buborék → Gould-öv → Orion Arm → Tejút → Tejút alcsoport → Helyi csoport → Helyi levél → Galaxisok helyi szuperhalmaza → Laniakea → Halak-Cetus szuperhalmaz komplex → Hubble-térfogat → Metagalaxis → Univerzum → ? multiverzum
A " → " jel azt jelenti, hogy "benne van" vagy "része"

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat