Univers

Universul este un concept care nu are o definiție strictă în astronomie și filozofie [com. 1] . Este împărțit în două entități fundamental diferite: speculativă (filosofică) și materială , accesibilă observării în prezent sau în viitorul previzibil. Dacă autorul distinge între aceste entități, atunci, urmând tradiția, prima se numește Univers, iar a doua - Universul astronomic sau Metagalaxia (acest termen practic a căzut din uz recent).

Din punct de vedere istoric, au fost folosite diverse cuvinte pentru a se referi la „tot spațiul”, inclusiv echivalente și variante din diferite limbi, precum „ cosmos ”, „lume” [1] , „sferă cerească”. S-a folosit și termenul de „macrocosmos” [2] , deși este destinat definirii sistemelor pe scară largă, incluzând subsistemele și părțile acestora. De asemenea, cuvântul „ microcosmos ” este folosit pentru a se referi la sisteme la scară mică.

Orice studiu sau observație, fie că este vorba despre observația unui fizician despre modul în care nucleul unui atom se desparte, un copil care urmărește o pisică sau un astronom care observă o galaxie îndepărtată , este o observație a Universului sau, mai degrabă, a părților sale individuale. Aceste părți servesc ca subiect de studiu al științelor individuale, iar astronomia și cosmologia sunt implicate în Univers pe cea mai mare scară posibilă, și chiar în Universul ca întreg ; în acest caz, Universul este înțeles fie ca regiune a lumii acoperită de observații și experimente spațiale, fie ca obiect al extrapolărilor cosmologice — Universul fizic în ansamblu [3] .

Subiectul articolului este cunoașterea Universului observabil în ansamblu: observații , interpretarea lor teoretică și istoria formării .

Printre faptele interpretabile fără echivoc despre proprietățile Universului, prezentăm aici următoarele:

Cel mai comun element este hidrogenul.	Expansiunea Universului este liniară până la z ~ 0,1 cu o precizie bună .	Fondul relicvelor fluctuează pe scări de ordinul al patrulea de micime.
Temperatura de fundal depinde de z .	Prezența L α -pădurii în spectrele obiectelor îndepărtate ( quasari ) cu z > 6 .	Prezența unei neomogenități puternice în distribuția galaxiilor la scările < 100 Mpc .

Explicațiile și descrierile teoretice ale acestor fenomene se bazează pe principiul cosmologic , a cărui esență este aceea că observatorii, indiferent de locul și direcția de observație, descoperă în medie aceeași imagine. Teoriile în sine caută să explice și să descrie originea elementelor chimice , cursul dezvoltării și cauza expansiunii , apariția unei structuri pe scară largă .

Prima împingere semnificativă către ideile moderne despre univers a fost făcută de Copernic. A doua cea mai mare contribuție a fost făcută de Kepler și Newton. Dar schimbări cu adevărat revoluționare în înțelegerea noastră asupra universului au avut loc abia în secolul al XX-lea.

Etimologie

Cuvântul rus „Univers” este un împrumut de la art. vsel҄enaꙗ [4] , care este o hârtie de calc din vechiul cuvânt grecesc οἰκουμένη [5] , de la verbul οἰκέω „Eu locuiesc, locuiesc” și în primul sens avea doar sensul de parte a lumii locuită. Prin urmare, cuvântul rus „Univers” este legat de substantivul „așezare” și numai în consonanță cu pronumele atributiv „totul”. Cea mai generală definiție a „universului” în rândul filosofilor greci antici , începând cu pitagoreenii , a fost τὸ πᾶν (totul), care includea atât întreaga materie ( τὸ ὅλον ) cât și întregul cosmos ( τὸ κενόν ) [6] .

Fața universului

Compoziția chimică [7]	Temperatura medie a radiației de fond	Densitatea materiei în Univers [8] [9]	Ecuația de stare [8]
H - 75% He - 23% O - 1% C - 0,5%	2.725 K	10 −29 g/ cm3 . Din care: Energie întunecată - 68,3% Materie întunecată - 26,8% Materie barionică - 4,9%	-1,1±0,4

Reprezentând Universul ca întreaga lume înconjurătoare, îl facem imediat unic și unic. Și, în același timp, ne lipsim de oportunitatea de a-l descrie în termeni de mecanică clasică: din cauza unicității sale, Universul nu poate interacționa cu nimic, este un sistem de sisteme și, prin urmare, concepte precum masă, formă, dimensiune. își pierd sensul în raport cu acesta. În schimb, trebuie să recurgem la limbajul termodinamicii, folosind concepte precum densitate , presiune , temperatură , compoziție chimică .

Cu toate acestea, Universul seamănă puțin cu gazul obișnuit. Deja la cele mai mari scale, ne confruntăm cu expansiunea Universului și cu fundalul relicte . Natura primului fenomen este interacțiunea gravitațională a tuturor obiectelor existente. Dezvoltarea sa este cea care determină viitorul universului . Al doilea fenomen este o moștenire a erelor timpurii, când lumina Big Bang-ului fierbinte a încetat practic să interacționeze cu materia, separată de ea. Acum, din cauza expansiunii Universului, majoritatea fotonilor emiși atunci s-au mutat din domeniul vizibil în domeniul radio cu microunde .

Când treceți la scale mai mici de 100 M pc , se dezvăluie o structură celulară clară . În interiorul celulelor, există goluri - goluri . Și pereții sunt formați din superclustere de galaxii . Aceste superclustere sunt nivelul superior al întregii ierarhii, apoi există grupuri de galaxii , apoi grupuri locale de galaxii , iar cel mai de jos nivel (scara 5 - 200 kpc ) este o mare varietate de obiecte foarte diferite. Desigur, toate sunt galaxii, dar toate sunt diferite: sunt lenticulare , neregulate , eliptice , spiralate , cu inele polare, cu nuclei activi etc.

Dintre aceștia, merită menționat quasarii separat, care se disting printr-o luminozitate foarte mare și o dimensiune unghiulară atât de mică încât timp de câțiva ani după descoperire, nu au putut fi distinși de „surse punctuale” - stele . Luminozitatea bolometrică a quasarilor poate ajunge la 10 46 - 10 47 erg/s [10] .

Trecând la compoziția galaxiei, găsim: materie întunecată , raze cosmice , gaze interstelare , clustere globulare , clustere deschise , stele duble , sisteme stelare de multiplicitate superioară , găuri negre supermasive și găuri negre de masă stelară și, în final, stele singure ale diferitelor populații .

Evoluția lor individuală și interacțiunea între ele dă naștere la multe fenomene. Astfel, se presupune că sursa de energie pentru quasarii deja menționați este acumularea de gaz interstelar pe o gaură neagră centrală supermasivă.

Separat, merită menționat exploziile de raze gamma - acestea sunt creșteri bruște, localizate pe termen scurt, ale intensității radiațiilor gamma cosmice cu o energie de zeci și sute de keV [11] . Din estimările distanțelor până la exploziile de raze gamma, se poate concluziona că energia emisă de acestea în domeniul gamma ajunge la 10 50 erg. Pentru comparație, luminozitatea întregii galaxii în același interval este „doar” 10 38 erg/c. Astfel de blițuri strălucitoare sunt vizibile din cele mai îndepărtate colțuri ale Universului, astfel încât GRB 090423 are o deplasare spre roșu z = 8,2.

Cel mai complex complex, care include multe procese, este evoluția galaxiei [12] :

În centrul diagramei sunt etape importante în evoluția unei stele : de la formarea ei până la moarte. Cursul lor depinde puțin de ceea ce se întâmplă cu întreaga galaxie în ansamblu. Cu toate acestea, numărul total de stele nou formate și parametrii acestora sunt supuși unei influențe externe semnificative. Procesele ale căror scari sunt comparabile sau mai mari decât dimensiunea galaxiei (în diagramă, acestea sunt toate celelalte care nu sunt incluse în regiunea centrală), modifică structura morfologică, rata de formare a stelelor și, prin urmare, rata chimică. evoluția, spectrul galaxiei și așa mai departe.

Observatii

Diversitatea descrisă mai sus dă naștere unui întreg spectru de probleme de natură observațională. Un grup poate include studiul fenomenelor și obiectelor individuale, iar acestea sunt:

fenomen de expansiune. Și pentru aceasta trebuie să măsurați distanțele și deplasările spre roșu ale obiectelor cât mai îndepărtate posibil. La o examinare mai atentă, acest lucru se traduce într-o gamă întreagă de sarcini numite scara distanței .
Fundal de relicve.
Obiecte individuale îndepărtate, cum ar fi quasarii și exploziile de raze gamma.

Obiectele îndepărtate și vechi emit puțină lumină și sunt necesare telescoape gigantice precum Observatorul Keck , VLT , BTA , Hubble , James Webb și E-ELT în construcție . În plus, sunt necesare instrumente specializate pentru a finaliza prima sarcină, cum ar fi Hipparcos și Gaia .

După cum sa menționat, radiația CMB se află în intervalul de lungimi de undă a microundelor, prin urmare, sunt necesare observații radio și, de preferință, telescoape spațiale precum WMAP și Planck pentru a o studia .

Caracteristicile unice ale exploziilor de raze gamma necesită nu numai laboratoare de raze gamma pe orbită, cum ar fi SWIFT , ci și telescoape neobișnuite - telescoape robot - al căror câmp vizual este mai mare decât cel al instrumentelor SDSS menționate mai sus și capabile să observe în mod automat. . Exemple de astfel de sisteme sunt telescoapele rețelei ruse „ Maestru ” și proiectul ruso-italian Tortora .

Sarcinile anterioare sunt lucru pe obiecte individuale. Este necesară o abordare complet diferită pentru:

Studiul structurii pe scară largă a universului.
Studiul evoluției galaxiilor și al proceselor constituenților lor . Astfel, sunt necesare observații ale obiectelor cât mai vechi și într-un număr cât mai mare.

Pe de o parte, sunt necesare observații masive de sondaj. Acest lucru forțează utilizarea telescoapelor cu câmp larg, cum ar fi cele din proiectul SDSS. Pe de altă parte, este necesară detalierea, care depășește cu ordine de mărime nevoile majorității sarcinilor grupului precedent. Și acest lucru este posibil doar cu ajutorul observațiilor VLBI , cu o bază de diametrul Pământului , sau chiar mai mult ca experimentul Radioastron .

Separat, merită subliniată căutarea neutrinilor relicve . Pentru a o rezolva, este necesar să folosiți telescoape speciale - telescoape de neutrini și detectoare de neutrini - precum telescopul de neutrini Baksan , Baikal subacvatic , IceCube , KATRIN .

Un studiu al exploziilor de raze gamma și al fundalului cosmic indică faptul că doar partea optică a spectrului nu este suficientă aici. Cu toate acestea, atmosfera Pământului are doar două ferestre de transparență : în domeniul radio și optic și, prin urmare, nu se poate face fără observatoare spațiale. Dintre cele actuale, aici dăm ca exemplu Chandra , Integral , XMM-Newton , Herschel . Spektr-UV , IXO , Spektr-RG , Astrosat și multe altele sunt în dezvoltare .

Scala distanței și deplasarea cosmologică spre roșu

Măsurarea distanței în astronomie este un proces în mai multe etape. Și principala dificultate constă în faptul că cea mai bună acuratețe pentru diferite metode este obținută la diferite scări. Prin urmare, pentru a măsura obiecte din ce în ce mai îndepărtate, se folosește un lanț din ce în ce mai lung de metode, fiecare dintre ele se bazează pe rezultatele celei precedente.

Toate aceste lanțuri se bazează pe metoda paralaxei trigonometrice - cea de bază, singura unde distanța este măsurată geometric, cu implicarea minimă a ipotezelor și legilor empirice. Alte metode, în cea mai mare parte, folosesc o lumânare standard pentru a măsura distanța - o sursă cu o luminozitate cunoscută. Și distanța până la acesta poate fi calculată [13] :

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

unde D este distanța dorită, L este luminozitatea și F este fluxul luminos măsurat.

Metoda paralaxei trigonometrice

Paralaxa este unghiul datorat proiecției sursei pe sfera cerească . Există două tipuri de paralaxe: anuală și de grup [14] .

Paralaxa anuală este unghiul la care raza medie a orbitei Pământului ar fi vizibilă din centrul de masă al stelei. Datorită mișcării Pământului pe orbită, poziția aparentă a oricărei stele pe sfera cerească se schimbă constant - steaua descrie o elipsă, a cărei semiaxă majoră se dovedește a fi egală cu paralaxa anuală. Conform paralaxei cunoscute din legile geometriei euclidiene, distanța de la centrul orbitei Pământului la stea poate fi găsită ca [14] :

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

unde D este distanța dorită, R este raza orbitei pământului, iar egalitatea aproximativă este scrisă pentru un unghi mic (în radiani ). Această formulă demonstrează bine principala dificultate a acestei metode: odată cu creșterea distanței, valoarea paralaxei scade de-a lungul unei hiperbole și, prin urmare, măsurarea distanțelor până la stelele îndepărtate este asociată cu dificultăți tehnice semnificative.

Esența paralaxei grupului este următoarea: dacă un anumit grup de stele are o viteză notabilă în raport cu Pământul, atunci, conform legilor proiecției, direcțiile vizibile de mișcare ale membrilor săi vor converge într-un punct, numit radiant al cluster. Poziția radiantului este determinată din mișcările adecvate ale stelelor și deplasarea liniilor lor spectrale datorită efectului Doppler . Apoi distanța până la cluster se găsește din următoarea relație [15] :

D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4.738\mu )),

unde și sunt, respectiv, viteza unghiulară (în secunde de arc pe an) și radială (în km/s) a stelei cluster, este unghiul dintre liniile stea-Soare și stea-radiante și este distanța exprimată în parsecs . Numai Hyadele au paralaxa de grup vizibilă, dar înainte de lansarea satelitului Hipparcos , aceasta este singura modalitate de a calibra scara distanței pentru obiectele vechi [14] . $\mu$ $V_r$ $\lambda$ $D$

Metodă de determinare a distanței de la stelele Cefeide și RR Lyrae

Pe cefeide și stele de tip RR Lyrae, scara de distanță unificată diverge în două ramuri - scara de distanță pentru obiectele tinere și pentru cele vechi [14] . Cefeidele sunt localizate în principal în regiuni de formare recentă a stelelor și, prin urmare, sunt obiecte tinere. Variabilele de tip RR Lyrae gravitează spre sisteme vechi, de exemplu, există în special multe dintre ele în clustere de stele globulare din haloul galaxiei noastre .

Ambele tipuri de stele sunt variabile, dar dacă Cefeidele sunt obiecte nou formate, atunci stelele RR Lyrae au descins din secvența principală - giganți de tipuri spectrale A-F, localizați în principal pe ramura orizontală a diagramei culoare-magnitudine pentru clusterele globulare. Cu toate acestea, modul în care sunt folosite ca lumânări standard este diferit:

Pentru Cefeide, există o relație bună „perioada de pulsație – magnitudine absolută”. Cel mai probabil, acest lucru se datorează faptului că masele de Cefeide sunt diferite.
Pentru stelele RR Lyrae, magnitudinea absolută medie este aproximativ aceeași și este [14] . $M_{RR}\aproximativ 0,78^{m)$

Determinarea distanțelor prin această metodă este asociată cu o serie de dificultăți:

Este necesar să selectați stele individuale. În cadrul Căii Lactee, acest lucru nu este dificil, dar cu cât distanța este mai mare, cu atât unghiul care separă stelele este mai mic.
Este necesar să se țină cont de absorbția luminii de către praf și de neomogenitatea distribuției acesteia în spațiu.

În plus, pentru Cefeide, rămâne o problemă serioasă să se determine cu exactitate punctul zero al dependenței „perioadei pulsului - luminozitate”. De-a lungul secolului XX, valoarea sa a fost în continuă schimbare, ceea ce înseamnă că s-a schimbat și estimarea distanței obținute în mod similar. Luminozitatea stelelor RR Lyrae, deși aproape constantă, depinde încă de concentrația elementelor grele.

Metoda distanței supernova de tip Ia

O explozie de supernovă este un proces exploziv colosal care are loc în tot corpul unei stele, în timp ce cantitatea de energie eliberată se află în intervalul 10 50 - 10 51 erg [16] . De asemenea, supernovele de tip Ia au aceeași luminozitate la luminozitate maximă. Împreună, acest lucru face posibilă măsurarea distanțelor până la galaxii foarte îndepărtate.

Datorită lor, în 1998, două grupuri de observatori au descoperit accelerarea expansiunii Universului [17] . Până în prezent, faptul accelerației este aproape dincolo de îndoială, cu toate acestea, este imposibil să se determine fără ambiguitate magnitudinea acesteia din supernove: erorile pentru z mare sunt încă extrem de mari [13] [18] .

De obicei, pe lângă cele comune pentru toate metodele fotometrice, dezavantajele și problemele deschise includ [19] :

Problema corecției K. Esența acestei probleme este că nu intensitatea bolometrică (integrată pe întregul spectru) este măsurată, ci într-un anumit interval spectral al receptorului. Aceasta înseamnă că pentru sursele cu diferite deplasări spre roșu, intensitatea este măsurată în diferite intervale spectrale. Pentru a ține seama de această diferență, se introduce o corecție specială, numită corecție K.
Forma distanței față de curba de deplasare spre roșu este măsurată de observatoare diferite cu instrumente diferite, ceea ce provoacă probleme cu calibrarea fluxului etc.
Se credea că toate supernovele Ia explodează pitice albe într-un sistem binar apropiat, unde a doua componentă este o gigantă roșie. Cu toate acestea, au apărut dovezi că cel puțin unele dintre ele pot apărea în timpul fuziunii a două pitici albe, ceea ce înseamnă că această subclasă nu mai este potrivită pentru utilizare ca lumânare standard.
Dependența luminozității supernovei de compoziția chimică a stelei progenitoare.

Metodă de determinare a distanței cu ajutorul lentilelor gravitaționale

Trecând lângă un corp masiv , un fascicul de lumină este deviat. Astfel, un corp masiv este capabil să colecteze un fascicul paralel de lumină la o anumită focalizare , construind o imagine și pot fi mai multe dintre ele. Acest fenomen se numește lentilă gravitațională . Dacă obiectul cu lentilă este variabil și sunt observate mai multe dintre imaginile sale, acest lucru deschide posibilitatea de a măsura distanțe, deoarece vor exista diferite întârzieri de timp între imagini datorită propagării razelor în diferite părți ale câmpului gravitațional al lentilei ( efectul este similar cu efectul Shapiro din sistemul solar) [20] .

Dacă luăm și (unde este distanța unghiulară) ca scară caracteristică pentru coordonatele imaginii și sursei (vezi figura) în planurile corespunzătoare , atunci putem scrie întârzierea de timp dintre numărul imaginilor și după cum urmează [20] : $\xi$ $\eta$ $\xi _{0}=D_{1)$ $\eta _{0}=\xi _{0}D_{s}/D_{1)$ $D$ $i$ $j$

\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)\dreapta|,

unde și sunt pozițiile unghiulare ale sursei și, respectiv, ale imaginii, este viteza luminii, este deplasarea la roșu a lentilei și este potențialul de deviere în funcție de alegerea modelului. Se crede că, în majoritatea cazurilor, potențialul real al lentilei este bine aproximat de un model în care materia este distribuită radial simetric , iar potențialul se transformă la infinit. Apoi timpul de întârziere este determinat de formula: $\chi =\xi /\xi _{0)$ $y=\eta /\eta _{0)$ $c$ $z_{1}$ $\psi$

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

Cu toate acestea, în practică, sensibilitatea metodei la forma potențialului halo al galaxiei este semnificativă. Astfel, valoarea măsurată pentru galaxia SBS 1520+530, în funcție de model, variază de la 46 la 72 km/(s Mpc) [21] . $H_{0}$

Metodă de determinare a distanței de la giganții roșii

Cele mai strălucitoare giganți roșii au aceeași magnitudine stelară absolută −3,0 m ±0,2 m [22] , ceea ce înseamnă că sunt potrivite pentru rolul lumânărilor standard. Din punct de vedere observațional, acest efect a fost descoperit pentru prima dată de Sandage în 1971. Se presupune că aceste stele sunt fie în vârful primei ascensiuni a ramurii gigantice roșii a stelelor de masă mică (mai puțin decât solară), fie se află pe ramura gigant asimptotică.

Principalul avantaj al metodei este că giganții roșii sunt departe de regiunile de formare a stelelor și de concentrații mari de praf, ceea ce facilitează foarte mult calculul dispariției. Luminozitatea lor depinde, de asemenea, extrem de slab de metalitatea atât a stelelor înseși, cât și a mediului lor.
Principala problemă a acestei metode este selecția giganților roșii din observațiile compoziției stelare a galaxiei. Există două moduri de a o rezolva [22] :

Clasic - o metodă de selectare a marginii imaginilor. În acest caz, se folosește de obicei un filtru Sobel . Începutul eșecului este punctul de cotitură dorit . Uneori, în locul filtrului Sobel, gaussianul este luat ca o funcție de aproximare, iar funcția de detectare a marginilor depinde de erorile fotometrice ale observațiilor. Cu toate acestea, pe măsură ce steaua slăbește, la fel și erorile metodei. Ca urmare, luminozitatea maximă măsurabilă este cu două magnitudini mai slabă decât permite echipamentul.
A doua modalitate este de a construi funcția de luminozitate prin metoda probabilității maxime. Această metodă se bazează pe faptul că funcția de luminozitate a ramului gigant roșu este bine aproximată printr-o funcție de putere: $\xi (m)\propto 10^{am},$

unde a este un coeficient apropiat de 0,3, m este magnitudinea observată. Problema principală este divergența în unele cazuri a seriei rezultate din operarea metodei maximă probabilitate [22] . Probleme și discuții contemporane

Una dintre probleme este incertitudinea valorii constantei Hubble și izotropia acesteia. Un grup de cercetători susține că valoarea constantei Hubble fluctuează pe scale de 10-20° [23] . Există mai multe motive posibile pentru acest fenomen:

Efect fizic real - în acest caz, modelul cosmologic ar trebui revizuit radical;
Procedura de mediere a erorilor standard este incorectă [24] .

Acest lucru duce și la o revizuire a modelului cosmologic, dar poate nu la fel de semnificativă [25] . La rândul lor, multe alte recenzii și interpretarea lor teoretică nu arată o anizotropie care o depășește pe cea cauzată local de creșterea neomogenității, care include Galaxia noastră, într-un Univers izotrop în ansamblu [26] [27] [28] [29] .

Studiul fundalului relicvei

Informațiile care pot fi obținute prin observarea fondului de relicvă sunt extrem de diverse: este de remarcat însuși faptul existenței fondului de relicvă. Dacă Universul a existat pentru totdeauna, atunci motivul existenței sale este neclar - nu observăm surse de masă capabile să creeze un astfel de fundal. Totuși, dacă durata de viață a Universului este finită, atunci este evident că motivul apariției sale constă în etapele inițiale ale formării sale [30] .

Până în prezent, opinia predominantă este că radiația relicvă este radiație eliberată în momentul formării atomilor de hidrogen. Înainte de aceasta, radiația era blocată în materie, sau mai degrabă, în ceea ce era atunci - o plasmă densă fierbinte.

Metoda analizei fondului relicte se bazează pe această ipoteză. Dacă urmărim mental calea fiecărui foton, atunci se dovedește că suprafața ultimei împrăștieri este o sferă, atunci este convenabil să extindem fluctuațiile de temperatură într-o serie în ceea ce privește funcțiile sferice [30] :

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

unde sunt coeficienții, numiți multipoli, și sunt armonicile sferice. Informațiile rezultate sunt destul de diverse. $a_{{lm}}$ $Y_{{lm}}$

Diferite informații sunt, de asemenea, încorporate în abaterile de la radiația corpului negru. Dacă abaterile sunt la scară mare și sistematice, atunci se observă efectul Sunyaev-Zeldovich, în timp ce micile fluctuații se datorează fluctuațiilor materiei în etapele incipiente ale dezvoltării Universului.
Informații deosebit de valoroase despre primele secunde ale vieții Universului (în special, despre stadiul expansiunii inflaționiste) sunt oferite de polarizarea fundalului relicvei.

Efectul Sunyaev-Zeldovici

Dacă fotonii CMB întâlnesc gazul fierbinte al clusterelor de galaxii pe drum, atunci în cursul împrăștierii din cauza efectului Compton invers, fotonii se vor încălzi (adică vor crește frecvența), luând o parte din energia de la electronii fierbinți. Din punct de vedere observațional, acest lucru se va manifesta printr-o scădere a fluxului de radiație cosmică de fond cu microunde în direcția grupurilor mari de galaxii din regiunea cu lungime de undă lungă a spectrului.

Cu acest efect, puteți obține informații [31] :

despre presiunea gazului intergalactic fierbinte din cluster și, eventual, despre masa clusterului în sine;
asupra vitezei clusterului de-a lungul liniei de vedere (din observații la frecvențe diferite);
asupra valorii constantei Hubble , cu implicarea observațiilor în domeniul gamma. $H_{0}$

Cu un număr suficient de clustere observate, este posibil să se determine densitatea globală a Universului . $\Omega$

Polarizare

Polarizarea radiației cosmice de fond cu microunde ar fi putut apărea doar în epoca iluminării. Deoarece împrăștierea este Thompson , radiația relicvă este polarizată liniar. În consecință, parametrii Stokes și , care caracterizează parametrii liniari, sunt diferiți, iar parametrul este egal cu zero. Dacă intensitatea poate fi extinsă în termeni de armonici scalare, atunci polarizarea poate fi extinsă în termeni de așa-numitele armonici de spin [30] : $Q$ $U$ $V$

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

Se disting modul E ( componenta gradient ) si modul B ( componenta rotativa ) [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).

Modul E poate apărea atunci când radiația trece printr-o plasmă neomogenă din cauza împrăștierii Thompson. Modul B, a cărui amplitudine maximă atinge doar , apare numai atunci când interacționează cu undele gravitaționale. $0,1 \mu K$

Modul B este un semn al inflației Universului și este determinat de densitatea undelor gravitaționale primordiale . Observarea modului B este o provocare din cauza nivelului de zgomot necunoscut pentru această componentă a CMB și, de asemenea, datorită faptului că modul B este amestecat de lentile gravitaționale slabe cu modul E mai puternic [33] .

Până în prezent, polarizarea a fost detectată, valoarea acesteia este la un nivel de câțiva ( microkelvins ). $\mu K$

Fluctuațiile CMB

După îndepărtarea surselor de fond, componenta constantă a armonicilor dipol și cvadrupol, rămân doar fluctuații împrăștiate pe cer, a căror răspândire a amplitudinii se află în intervalul de la −15 la 15 μK [8] .

Pentru comparație cu datele teoretice, datele brute sunt reduse la o cantitate invariantă rotațional [30] :

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

„Spectrul” este construit pentru cantitatea , din care se obțin concluzii importante pentru cosmologie. De exemplu, după poziția primului vârf, se poate judeca densitatea totală a Universului și după mărimea acestuia, conținutul de barioni. ${\frac {l(l+1)C_{l}}{2\pi }}$

Astfel, din coincidența corelației încrucișate dintre anizotropie și modul E de polarizare cu cele prezise teoretic pentru unghiuri mici ( ) și o discrepanță semnificativă în regiunea unghiurilor mari, se poate concluziona că există o epocă de recombinare. la z ≈ 15–20 . $\theta <5^{\circ }$

Deoarece fluctuațiile sunt gaussiene, metoda lanțului Markov poate fi utilizată pentru a construi suprafața de probabilitate maximă. În general, prelucrarea datelor pe fundal este un întreg complex de programe. Cu toate acestea, atât rezultatul final, cât și ipotezele și criteriile utilizate sunt discutabile. Diverse grupuri au arătat diferența dintre distribuția fluctuațiilor față de cea gaussiană, dependența hărții de distribuție de algoritmii pentru prelucrarea acesteia [34] [35] [36] .

Un rezultat neașteptat a fost o distribuție anormală la scară mare (de la 6° și mai mult). Calitatea celor mai recente date suport de la observatorul spațial Planck elimină erorile de măsurare. Poate că sunt cauzate de un fenomen încă nedescoperit și neexplorat [37] .

Observarea obiectelor îndepărtate

Les Lyman-alfa

În spectrele unor obiecte îndepărtate se poate observa o acumulare mare de linii puternice de absorbție într-o secțiune mică a spectrului (așa-numita pădure de linii). Aceste linii sunt identificate ca linii ale seriei Lyman, dar cu diferite deplasări spre roșu.

Norii de hidrogen neutru absorb în mod eficient lumina la lungimi de undă de la L α (1216 Å) până la limita Lyman . Radiația, inițial cu lungime de undă scurtă, pe drumul către noi datorită expansiunii Universului este absorbită acolo unde lungimea sa de undă este comparată cu această „pădure”. Secțiunea transversală de interacțiune este foarte mare și calculul arată că chiar și o mică fracțiune de hidrogen neutru este suficientă pentru a crea o absorbție mare în spectrul continuu.

Cu un număr mare de nori de hidrogen neutru pe calea luminii, liniile vor fi situate atât de aproape una de cealaltă încât se formează o scădere în spectru pe un interval destul de larg. Limita lungimii de undă lungă a acestui interval se datorează L α , iar cea a lungimii de undă scurtă depinde de cea mai apropiată deplasare spre roșu, sub care mediul este ionizat și există puțin hidrogen neutru. Acest efect se numește efectul Ghan-Peterson.

Efectul se observă în quasari cu deplasare spre roșu z > 6. Prin urmare, se ajunge la concluzia că epoca de ionizare a gazului intergalactic a început la z ≈ 6 [38] [39] .

Obiecte cu lentile gravitaționale

Printre efecte, ale căror observații sunt posibile și pentru orice obiect (nici măcar nu contează dacă este departe), ar trebui să se includă și efectul lentilei gravitaționale. În ultima secțiune, s-a subliniat că lentila gravitațională este utilizată pentru a construi o scară de distanță, aceasta este o variantă a așa-numitei lentile puternice , când separarea unghiulară a imaginilor sursă poate fi observată direct. Cu toate acestea, există și o lentilă slabă , cu ajutorul acesteia se poate explora potențialul obiectului studiat. Astfel, cu ajutorul acestuia, s-a descoperit că grupurile de galaxii cu dimensiuni cuprinse între 10 și 100 Mpc sunt legate gravitațional, fiind astfel cele mai mari sisteme stabile din Univers. S-a mai dovedit că această stabilitate este asigurată de o masă care se manifestă doar în interacțiunea gravitațională - masa întunecată sau, așa cum se numește în cosmologie, materia întunecată [40] [41] .

Observații cuasar

O proprietate unică a quasarelor este concentrațiile mari de gaz în regiunea radiațiilor. Conform conceptelor moderne, acumularea acestui gaz pe o gaură neagră asigură o luminozitate atât de mare a obiectelor. O concentrație mare a unei substanțe înseamnă și o concentrație mare de elemente grele și, prin urmare, linii de absorbție mai vizibile. Astfel, liniile de apă au fost găsite în spectrul unuia dintre quasarii cu lentile [42] .

Un avantaj unic este luminozitatea ridicată în domeniul radio, pe fundalul său, absorbția unei părți din radiație de către gazul rece este mai vizibilă. În acest caz, gazul poate aparține atât galaxiei native a quasarului, cât și unui nor aleatoriu de hidrogen neutru în mediul intergalactic sau unei galaxii care a căzut accidental în linia vizuală (în acest caz, există adesea cazuri când o astfel de galaxie nu este vizibilă - este prea slabă pentru telescoapele noastre). Studiul materiei interstelare din galaxii prin această metodă se numește „studiu de transmisie”, de exemplu, prima galaxie cu metalitate supersolară a fost descoperită într-un mod similar [43] .

De asemenea, un rezultat important al aplicării acestei metode, deși nu în radio, ci în domeniul optic, este măsurarea abundenței primare de deuteriu. Valoarea modernă a abundenței deuteriului, obținută din astfel de observații, este [44] . $D/H_{p}\aproximativ 3\cdot 10^{-5}$

Cu ajutorul quasarelor, s-au obținut date unice privind temperatura fondului de fond la z ≈ 1,8 și la z = 2,4. În primul caz, au fost studiate liniile structurii hiperfine a carbonului neutru, pentru care cuante cu T ≈ 7,5 K (temperatura presupusă a fondului de fond la acel moment) joacă rolul de pompare, oferind o populație de nivel invers [45]. ] . În cel de-al doilea caz, s-au găsit liniile de hidrogen molecular H 2 , deuteridă de hidrogen HD și molecule de monoxid de carbon CO, a căror intensitate a spectrului a fost folosită pentru măsurarea temperaturii fondului de fond, a coincis cu valoarea așteptată cu precizie bună [46] .

O altă realizare care a avut loc datorită quasarelor este estimarea ratei de formare a stelelor la z mare. În primul rând, comparând spectrele a doi quasar diferiți și apoi comparând părți individuale ale spectrului aceluiași quasar, a fost găsită o scădere puternică într-una dintre părțile UV ale spectrului [47] . O astfel de scufundare puternică ar putea fi cauzată doar de o concentrație mare de praf care absoarbe radiațiile. Anterior, au încercat să detecteze praful folosind linii spectrale, dar nu a fost posibilă identificarea unor serii specifice de linii, dovedind că era praf și nu un amestec de elemente grele în gaz. Dezvoltarea ulterioară a acestei metode a făcut posibilă estimarea ratei de formare a stelelor la z de la ~2 la ~6 [48] .

Observații ale exploziilor de raze gamma

Exploziile de raze gamma sunt un fenomen unic și nu există o opinie general acceptată despre natura sa. Cu toate acestea, marea majoritate a oamenilor de știință sunt de acord cu afirmația conform căreia obiectele cu masă stelară sunt precursoarele exploziei de raze gamma [49] .

Posibilitățile unice de utilizare a exploziilor de raze gamma pentru a studia structura Universului sunt următoarele [49] :

Deoarece progenitorul unei explozii de raze gamma este un obiect cu masă stelară , atunci exploziile de raze gamma pot fi urmărite la o distanță mai mare decât quasarii, atât datorită formării mai timpurii a progenitorului în sine, cât și datorită masei mici a quasarului. gaura neagră și, prin urmare, luminozitatea sa mai mică pentru acea perioadă de timp.
Spectrul unei explozii de raze gamma este continuu, adică nu conține linii spectrale . Aceasta înseamnă că cele mai îndepărtate linii de absorbție din spectrul unei explozii de raze gamma sunt liniile mediului interstelar al galaxiei gazdă. Din analiza acestor linii spectrale se pot obține informații despre temperatura mediului interstelar, metalicitatea acestuia, gradul de ionizare și cinematica.
Exploziile de raze gamma oferă o modalitate aproape ideală de a studia mediul intergalactic înainte de epoca reionizării , deoarece influența lor asupra mediului intergalactic este cu 10 ordine de mărime mai mică decât quasarii din cauza duratei de viață scurte a sursei.
Dacă strălucirea ulterioară a exploziei de raze gamma în domeniul radio este suficient de puternică, atunci linia de 21 cm poate fi utilizată pentru a judeca starea diferitelor structuri de hidrogen neutru în mediul intergalactic din apropierea galaxiei progenitoare a exploziei de raze gamma.
Un studiu detaliat al proceselor de formare a stelelor în etapele incipiente ale dezvoltării Universului cu ajutorul exploziilor de raze gamma depinde în mare măsură de modelul ales al naturii fenomenului, dar dacă colectăm suficiente statistici și trasăm distribuțiile. a caracteristicilor exploziilor de raze gamma în funcție de deplasarea spre roșu, apoi, rămânând în prevederi destul de generale, este posibil să se estimeze viteza de formare a stelelor și funcția de masă a stelelor născute [49] .
Dacă acceptăm presupunerea că o explozie de raze gamma este o explozie de supernovă de populație III, atunci putem studia istoria îmbogățirii Universului cu metale grele.
De asemenea, o explozie de raze gamma poate servi ca un indicator al unei galaxii pitice foarte slabe, care este greu de detectat cu observarea „masivă” a cerului.

O problemă serioasă pentru observarea exploziilor de raze gamma în general și aplicabilitatea lor pentru studiul Universului, în special, este sporadismul lor și scurtarea de timp în care luminile de explozie, care singura poate determina distanța până la aceasta, poate fi observată spectroscopic.

Studierea evoluției Universului și a structurii sale la scară largă

Explorarea structurii la scară largă

Prima modalitate de a studia structura pe scară largă a Universului , care nu și-a pierdut relevanța, a fost așa-numita metodă de „ numărări de stele ” sau „scoop de stele”. Esența sa este de a număra numărul de obiecte în direcții diferite. Aplicat de Herschel la sfârșitul secolului al XVIII-lea, când existența obiectelor spațiale îndepărtate era doar bănuită, iar singurele obiecte disponibile pentru observare erau stelele, de unde și numele. Astăzi, desigur, nu se numără stelele, ci obiectele extragalactice (quazari, galaxii) și, pe lângă direcția selectată, se construiesc distribuții în z.

Cele mai mari surse de date despre obiectele extragalactice sunt observațiile individuale ale obiectelor specifice, sondajele precum SDSS, APM, 2df și bazele de date compilate precum Ned și Hyperleda . De exemplu, în sondajul 2df, acoperirea cerului a fost de ~ 5%, z mediu a fost de 0,11 (~ 500 Mpc), iar numărul de obiecte a fost de ~ 220.000.

Deja în figura prezentată se poate observa că galaxiile sunt situate în spațiu neomogen la scară mică. După o examinare mai detaliată, se dovedește că structura spațială a distribuției galaxiilor este celulară: pereți îngusti, cu o lățime determinată de dimensiunea clusterelor și superclusterelor de galaxii, iar în interiorul acestor celule există goluri, așa-numitele goluri. [41] .

Opinia dominantă este că atunci când se trece la scări de sute de megaparsecs, celulele sunt adăugate și mediate, distribuția materiei vizibile devine omogenă [50] [51] . Cu toate acestea, lipsa de ambiguitate în această problemă nu a fost încă atinsă: folosind diverse metode, unii cercetători ajung la concluzia că distribuția galaxiilor nu este uniformă până la cele mai mari scale studiate [52] [53] . În același timp, neomogenitățile în distribuția galaxiilor nu anulează faptul de omogenitate ridicată a Universului în starea inițială, care este derivată din gradul ridicat de izotropie al radiației cosmice de fond cu microunde.

În același timp, s-a constatat că distribuția deplasării spre roșu a numărului de galaxii este complexă. Dependența de diferite obiecte este diferită. Cu toate acestea, toate se caracterizează prin prezența mai multor maxime locale [54] [55] [56] . Cu ce este legat acest lucru nu este încă pe deplin clar.

Până de curând, nu a fost clar cum evoluează structura pe scară largă a Universului. Cu toate acestea, lucrările recente arată că mai întâi s-au format galaxii mari și abia apoi mici (așa-numitul efect de reducere a dimensiunilor ) [57] [58] .

Observații ale clusterelor de stele

Principala proprietate a clusterelor globulare pentru cosmologia observațională este că există multe stele de aceeași vârstă într-un spațiu mic. Aceasta înseamnă că, dacă distanța până la un membru al clusterului este măsurată într-un fel, atunci diferența de distanță până la alți membri ai clusterului este neglijabilă.

Formarea simultană a tuturor stelelor clusterului face posibilă determinarea vârstei acestuia: pe baza teoriei evoluției stelare , izocronele sunt construite pe diagrama culoare-magnitudine, adică curbe de vârstă egală pentru stelele de mase diferite. Comparându-le cu distribuția observată a stelelor din cluster, se poate determina vârsta acestuia.

Metoda are o serie de dificultăți proprii. Încercând să le rezolve, diferite echipe în momente diferite au obținut vârste diferite pentru cele mai vechi clustere, de la ~8 miliarde de ani [59] până la ~25 miliarde de ani [60] .

În galaxii , clusterele globulare , care fac parte din vechiul subsistem sferic al galaxiilor, conțin multe pitice albe - rămășițele unor giganți roșii evoluate de masă relativ mică. Piticile albe sunt lipsite de propriile surse de energie termonucleară și radiază numai datorită emisiei de rezerve de căldură. Piticele albe au aproximativ aceeași masă de stele progenitoare, ceea ce înseamnă că au, de asemenea, aproximativ aceeași dependență de temperatură față de timp. Determinând magnitudinea absolută curentă a unei pitice albe din spectrul unei pitice albe și cunoscând dependența timp-luminozitate în timpul răcirii, este posibil să se determine vârsta piticii [61]

Cu toate acestea, această abordare este asociată atât cu mari dificultăți tehnice - piticele albe sunt obiecte extrem de slabe - sunt necesare instrumente extrem de sensibile pentru a le observa. Primul și până acum singurul telescop care poate rezolva această problemă este Telescopul Spațial Hubble. Vârsta celui mai vechi cluster conform grupului care a lucrat cu acesta este de miliarde de ani [61] , cu toate acestea, rezultatul este contestat. Oponenții indică faptul că nu au fost luate în considerare surse suplimentare de erori, estimarea lor fiind de miliarde de ani [62] . $12,7\pm 0,7$ $12,4_{-1,5}^{+1,8}$

Observații ale obiectelor neevoluate

Obiectele care constau de fapt din materie primară au supraviețuit până în vremea noastră datorită ratei extrem de scăzute a evoluției lor interne. Acest lucru ne permite să studiem compoziția chimică primară a elementelor și, de asemenea, fără a intra în prea multe detalii și pe baza legile de laborator ale fizicii nucleare , să estimăm vârsta unor astfel de obiecte, ceea ce va da o limită inferioară a vârstei Universul ca întreg.

Acest tip include: stele de masă mică cu metalitate scăzută (așa-numitele pitici G), regiuni HII cu metal scăzut, precum și galaxii neregulate pitice din clasa BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Conform conceptelor moderne, litiul ar fi trebuit să se formeze în timpul nucleosintezei primare. Particularitatea acestui element constă în faptul că reacțiile nucleare cu participarea sa încep la temperaturi care nu sunt foarte mari, la scară cosmică. Și în cursul evoluției stelare, litiul original a trebuit să fie aproape complet reciclat. Ar putea rămâne doar lângă stele masive de tip II. Astfel de stele au o atmosferă calmă, neconvectivă, care permite litiului să rămână la suprafață fără riscul de a se arde în straturile interioare mai fierbinți ale stelei.

În cursul măsurătorilor, s-a constatat că abundența de litiu în majoritatea acestor stele este [63] :

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

Cu toate acestea, există o serie de stele, inclusiv cele ultra-scăzute de metal, în care abundența este semnificativ mai mică. Cu ce se leagă aceasta nu este complet clar, se presupune că aceasta este într-un fel conectată cu procesele din atmosferă [64] .

În steaua CS31082-001, care aparține populației stelare de tip II, au fost găsite linii și au fost măsurate concentrațiile de toriu și uraniu din atmosferă. Aceste două elemente au timpi de înjumătățire diferit, astfel încât raportul lor se modifică în timp, iar dacă estimați cumva raportul inițial de abundență, atunci puteți determina vârsta stelei. Ea poate fi estimată în două moduri: din teoria proceselor r, confirmată atât prin măsurători de laborator, cât și prin observații ale Soarelui; sau poți traversa curba modificărilor de concentrație datorate dezintegrarii și curba modificărilor abundenței de toriu și uraniu în atmosferele stelelor tinere datorită evoluției chimice a Galaxiei. Ambele metode au dat rezultate similare: 15,5±3,2 [65] Ga au fost obținute prin prima metodă, [66] Ga prin a doua. $14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}$

Galaxiile BCDG slab metalice (în total sunt ~10) și zonele HII sunt surse de informații despre abundența primordială de heliu. Pentru fiecare obiect din spectrul său se determină metalicitatea (Z) și concentrația He (Y). Extrapolând diagrama YZ într-un anumit mod la Z=0, se obține o estimare a heliului primordial.

Valoarea finală a lui Y p variază de la un grup de observatori la altul și de la o perioadă de observație la alta. Deci, unul, format din cei mai autoriți specialiști în acest domeniu: Izotova și Thuan ( Thuan ) au obținut valoarea Y p = 0,245±0,004 [67] pentru galaxiile BCDG, pentru zonele HII în momentul de față (2010) s-au stabilit pe valoarea lui Y p =0,2565±0,006 [68] . Un alt grup autorizat condus de Peimbert ( Peimbert ) a obținut și el valori diferite ale lui Y p , de la 0,228±0,007 la 0,251±0,006 [69] .

Modele teoretice

Dintre întregul set de date observaționale pentru construirea și confirmarea teoriilor, cele cheie sunt următoarele:

Toate observațiile referitoare la scara distanței . Rezultatele lor sunt cele care dau valorile constantei Hubble H , în legea care îi poartă numele: $cz=H_{0}D,$ , unde z este deplasarea către roșu a galaxiei, D este distanța până la aceasta, c este viteza luminii .
Vârsta Universului, obținută din legea expansiunii, trebuie să fie strict mai mare decât vârsta celor mai vechi obiecte. (De exemplu, din observațiile clusterelor de stele )
Măsurătorile abundenței inițiale de elemente. (De exemplu, din observațiile galaxiilor BCDG și ale piticilor G ).
Date de fundal relicve.
Date despre evoluția structurilor la scară largă. (Pe lângă observațiile directe ale structurii , sursele de date pot fi foarte diverse de la observații ale obiectelor individuale până la fundal).

Interpretarea lor începe cu principiul cosmic , conform căruia fiecare observator în același moment de timp, indiferent de locul și direcția de observație, descoperă în medie aceeași imagine. Adică, la scară mare, Universul este omogen și izotrop din punct de vedere spațial. Rețineți că această afirmație nu interzice neomogenitatea în timp, adică existența unor secvențe distincte de evenimente accesibile tuturor observatorilor.

Susținătorii teoriilor unui Univers staționar formulează uneori un „principiu cosmologic perfect”, conform căruia spațiul-timp cu patru dimensiuni ar trebui să aibă proprietățile de omogenitate și izotropie. Cu toate acestea, procesele evolutive observate în Univers nu par a fi în concordanță cu un astfel de principiu cosmologic.

În cazul general, următoarele teorii și secțiuni ale fizicii sunt folosite pentru a construi modele:

Fizica statistică a echilibrului, conceptele și principiile sale de bază, precum și teoria gazului relativist.
Teoria gravitației, de obicei GR. Deși efectele sale au fost testate doar la scara sistemului solar [70] [com. 2] , iar utilizarea sa la scara galaxiilor și a Universului în ansamblu poate fi pusă sub semnul întrebării.
Câteva informații din fizica particulelor elementare: o listă de particule de bază, caracteristicile lor, tipuri de interacțiuni, legile de conservare. Modelele cosmologice ar fi mult mai simple dacă protonul nu ar fi o particulă stabilă și s-ar descompune [71] , ceea ce nu este confirmat de experimentele moderne din laboratoarele fizice.

În prezent, setul de modele care explică cel mai bine datele observaționale este:

Teoria Big Bang. Descrie compoziția chimică a universului .	Teoria stadiului inflației. Explică motivul extinderii .	Model de extensie Friedman. Descrie extensia .	Teoria ierarhică. Descrie structura pe scară largă .

notă: culoarea verde înseamnă teorii absolut dominante; chihlimbar - recunoscut de mulți, dar larg discutat; stacojiu - cu probleme mari în ultima vreme, dar susținută de mulți teoreticieni.

Modelul Universului în Expansiune

Modelul Universului în expansiune descrie însuși faptul expansiunii. În cazul general, nu se ia în considerare când și de ce Universul a început să se extindă. Majoritatea modelelor se bazează pe relativitatea generală și pe viziunea sa geometrică asupra naturii gravitației.

Dacă un mediu în expansiune izotropă este considerat într-un sistem de coordonate conectat rigid cu materia, atunci expansiunea Universului se reduce formal la o schimbare a factorului de scară a întregii rețele de coordonate, în nodurile cărora sunt „plantate” galaxiile. Un astfel de sistem de coordonate se numește însoțire . Originea referinței este de obicei atașată observatorului.

Modelul Friedman

Etapă	Evoluţie $a(\eta )$	Parametrul Hubble
inflaţionist	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
Dominanța radiațiilor p=ρ/3	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
Etapa de praf p=const	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ -dominare	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

În cadrul relativității generale, întreaga dinamică a Universului poate fi redusă la ecuații diferențiale simple pentru factorul de scară [72] . $la)$

Într-un spațiu cu patru dimensiuni omogen, izotrop, cu curbură constantă, distanța dintre două puncte infinit apropiate poate fi scrisă după cum urmează:

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

unde k ia valoarea:

k = 0 pentru un plan tridimensional, k = 1 pentru o sferă 3D, k = −1 pentru o hipersferă tridimensională,

$x=\{x_{1},x_{2},x_{3}\}$ este un vector de rază tridimensional în coordonate cvasi-carteziene.

Dacă expresia metricii este înlocuită în ecuațiile GR, atunci obținem următorul sistem de ecuații:

Ecuația energiei

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

Ecuația mișcării

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

Ecuația de continuitate

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

unde este constanta cosmologică , este densitatea medie a Universului, este presiunea, este viteza luminii. $\Lambda$ $\rho$ $P$ $c$

Sistemul de ecuații dat admite multe soluții, în funcție de parametrii aleși. De fapt, valorile parametrilor sunt fixate doar la momentul curent și evoluează în timp, astfel că evoluția extensiei este descrisă printr-un set de soluții [72] .

Explicația legii lui Hubble

Să presupunem că există o sursă situată în sistemul comov la o distanță r 1 de observator. Echipamentul de recepție al observatorului înregistrează faza undei de intrare. Se consideră două intervale între puncte cu aceeași fază [72] :

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

Pe de altă parte, pentru o undă luminoasă în metrica acceptată, este valabilă următoarea egalitate:

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

Dacă integrăm această ecuație și ne amintim că în coordonatele comove r nu depinde de timp, atunci, cu condiția ca lungimea de undă să fie mică în raport cu raza de curbură a Universului, obținem relația:

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

Dacă îl înlocuim acum în raportul inițial:

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

După extinderea părții din dreapta într- o serie Taylor, ținând cont de termenul de ordinul întâi al micii, obținem o relație care coincide exact cu legea Hubble. Unde constanta H ia forma:

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

ΛCDM

Parametri cosmologici conform datelor WMAP și Planck
	WMAP [8]	Planck [73]
Vârsta Universului t 0 miliarde de ani	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4
Densitatea materiei barionice Ω b h 2	0,0226±0,0006	0,0221±0,0003
Densitatea materiei întunecate Ω cu h 2	0,111±0,006	0,120±0,003
Densitatea totală Ω t	1.08+0,09 -0,07	1,0±0,02
Densitatea materiei barionice Ω b	0,045±0,003
Densitatea energiei întunecate Ω Λ	0,73±0,03	0,69±0,02
Densitatea materiei întunecate Ω c	0,22±0,03

După cum sa menționat deja, ecuațiile Friedmann admit multe soluții, în funcție de parametri. Iar modelul modern ΛCDM este modelul Friedman cu parametri general acceptați. De obicei, în munca observatorilor, acestea sunt date în termeni de densitate critică [72] :

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

Dacă exprimăm partea stângă din legea Hubble, atunci după reducere obținem următoarea formă:

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

unde Ω m =ρ/ρ cr , Ω k = -(kc 2 )/(a 2 H 2 ) , Ω Λ =(8πGΛc 2 )/ρ cr . Din această intrare se poate observa că dacă Ω m + Ω Λ = 1 , adică densitatea totală a materiei și a energiei întunecate este egală cu cea critică, atunci k = 0 , adică spațiul este plat, dacă este mai mare, atunci k = 1 , dacă mai mic k=-1

În modelul modern de expansiune general acceptat, constanta cosmologică este pozitivă și semnificativ diferită de zero, adică forțele antigravitaționale apar la scară mare. Natura unor astfel de forțe este necunoscută, teoretic un astfel de efect ar putea fi explicat prin acțiunea vidului fizic, dar densitatea de energie așteptată se dovedește a fi cu multe ordine de mărime mai mare decât energia corespunzătoare valorii observate a constantei cosmologice - problema constantei cosmologice [72] .

Opțiunile rămase sunt în prezent doar de interes teoretic, dar acest lucru se poate schimba odată cu apariția de noi date experimentale. Istoria modernă a cosmologiei cunoaște deja astfel de exemple: modele cu constantă cosmologică zero dominate necondiționat (în afară de o scurtă explozie de interes pentru alte modele în anii 1960) de la descoperirea deplasării cosmologice către roșu de către Hubble până în 1998, când datele de tip Ia. supernovele le-au infirmat în mod convingător [comm. 3] .

Evoluție ulterioară a expansiunii

Evoluția ulterioară a expansiunii depinde, în general, de valorile constantei cosmologice Λ , curbura spațiului k și ecuația stării P(ρ) . Totuși, evoluția extinderii poate fi estimată calitativ pe baza unor ipoteze destul de generale [72] .

Λ < 0

Dacă valoarea constantei cosmologice este negativă, atunci acționează doar forțele atractive și nimic altceva. Partea dreaptă a ecuației de energie va fi nenegativă numai la valori finite ale lui R. Aceasta înseamnă că la o anumită valoare a lui R c Universul va începe să se contracte la orice valoare a lui k și indiferent de forma ecuației lui stare [74] .

Λ = 0

Dacă constanta cosmologică este egală cu zero, atunci evoluția pentru o valoare dată a lui H 0 depinde în întregime de densitatea inițială a materiei [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}}\right).

Dacă , atunci expansiunea continuă la nesfârșit, în limita cu rata asimptotic tinde spre zero. Dacă densitatea este mai mare decât cea critică, atunci expansiunea Universului încetinește și este înlocuită de contracție. Dacă este mai mică, atunci extinderea continuă la nesfârșit cu o limită diferită de zero: . $\rho _{0}=\rho _{cr}$ $H$

Λ > 0

Dacă și , atunci Universul se extinde monoton, dar spre deosebire de cazul cu Λ=0, pentru valori mari ale lui R, rata de expansiune crește [74] : $\Lambda >0$ $k\leq 0$

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

Când valoarea evidențiată este . În acest caz, există o valoare pentru care și , adică Universul este static. $k=1$ $\Lambda _{c}=4\pi G\rho$ $R$ $R'=0$ $R''=0$

La , rata de expansiune scade până la un anumit moment, apoi începe să crească la nesfârșit. Dacă depășește puțin , atunci rata de expansiune rămâne practic neschimbată de ceva timp. $\Lambda >\Lambda _{c}$ $\lambda$ $\Lambda _{c}$

În acest caz, totul depinde de valoarea inițială de la care a început expansiunea. În funcție de această valoare, Universul fie se va extinde la o anumită dimensiune și apoi se va contracta, fie se va extinde la infinit. $\Lambda </Lambda _{c}$ $R$

Teoria Big Bang (modelul universului fierbinte)

Teoria Big Bang este teoria nucleosintezei primordiale . Răspunde la întrebarea - cum s-au format elementele chimice și de ce prevalența lor este exact aceeași cu cea observată acum. Se bazează pe extrapolarea legilor fizicii nucleare și cuantice, pe ipoteza că la trecerea în trecut, energia medie a particulelor (temperatura) crește [75] .

Limita de aplicabilitate este regiunea energiilor înalte, deasupra căreia legile studiate încetează să funcționeze. În același timp, nu mai există nicio substanță ca atare, dar există practic energie pură. Dacă extrapolăm legea Hubble la acel moment, se dovedește că regiunea vizibilă a Universului este situată într-un volum mic. Volumul mic și energia mare este o stare caracteristică a materiei după o explozie, de unde și numele teoriei - teoria Big Bang. În același timp, răspunsul la întrebarea: „Ce a provocat această explozie și care este natura ei?” rămâne în afara domeniului de aplicare.

De asemenea, teoria Big Bang a prezis și a explicat originea radiației cosmice de fond cu microunde - aceasta este moștenirea momentului în care toată materia era încă ionizată și nu putea rezista presiunii luminii. Cu alte cuvinte, fundalul relicte este rămășița „fotosferei Universului”.

Entropia Universului

Principalul argument care confirmă teoria Universului fierbinte este valoarea entropiei sale specifice . Este egal cu raportul dintre concentrația de fotoni de echilibru n γ și concentrația de barioni n b , până la un coeficient numeric .

Să exprimăm n b în termeni de densitate critică și fracție de barioni [72] :

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

unde h 100 este valoarea modernă Hubble, exprimată în unități de 100 km / (s Mpc), și, având în vedere că pentru fondul cosmic de microunde cu T = 2,73 K

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

cm −3,

primim:

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

Valoarea reciprocă este valoarea entropiei specifice.

Primele trei minute. Nucleosinteză primară

Probabil, de la începutul nașterii (sau cel puțin de la sfârșitul etapei inflaționiste) și în timpul până când temperatura rămâne sub 10 16 GeV (10 −10 s), toate particulele elementare cunoscute sunt prezente și toate au nici o masă. Această perioadă se numește perioada Marii Uniri, când interacțiunile electroslabe și puternice sunt unite [76] .

În acest moment, este imposibil să spunem exact ce particule sunt prezente în acel moment, dar încă se știe ceva. Valoarea lui η nu este doar un indicator al entropiei specifice, ci caracterizează și excesul de particule față de antiparticule [77] :

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

În momentul în care temperatura scade sub 10 15 GeV , sunt probabil eliberați bozoni X și Y cu mase corespunzătoare .

Epoca Marii Uniri este înlocuită de epoca unificării electroslăbice, când interacțiunile electromagnetice și slabe reprezintă un singur întreg. În această eră are loc anihilarea bosonilor X și Y. În momentul în care temperatura scade la 100 GeV , se termină epoca de unificare electroslabă, se formează quarci, leptoni și bosoni intermediari.

Urmează era hadronilor, era producției active și anihilării hadronilor și leptonilor. În această epocă este de remarcat momentul tranziției quarc-hadron sau momentul închiderii quarcurilor , când a devenit posibilă fuziunea quarcilor în hadroni. În acest moment, temperatura este de 300-1000 MeV , iar timpul de la nașterea Universului este de 10 −6 s .

Epoca erei hadronului este moștenită de era leptonică - în momentul în care temperatura scade la nivelul de 100 MeV , iar pe ceas 10 −4 s . În această epocă, compoziția universului începe să semene cu cea modernă; principalele particule sunt fotonii, pe lângă ei există doar electroni și neutrini cu antiparticulele lor, precum și protoni și neutroni. În această perioadă, are loc un eveniment important: substanța devine transparentă pentru neutrini. Există ceva ca un fundal relict, dar pentru neutrini. Dar, din moment ce separarea neutrinilor a avut loc înainte de separarea fotonilor, când unele tipuri de particule nu se anihilaseră încă, dându-și energia celorlalți, s-au răcit mai mult. Până acum, gazul neutrin ar trebui să se fi răcit la 1,9 K dacă neutrinii nu au masă (sau masele lor sunt neglijabile).

La o temperatură T≈0,7 MeV , echilibrul termodinamic dintre protoni și neutroni, care exista înainte, este încălcat și raportul dintre concentrația de neutroni și protoni îngheață la o valoare de 0,19. Începe sinteza nucleelor de deuteriu, heliu, litiu. După ~200 de secunde de la nașterea Universului, temperatura scade la valori la care nucleosinteza nu mai este posibilă, iar compoziția chimică a materiei rămâne neschimbată până la nașterea primelor stele [76] .

Probleme ale teoriei Big Bang

În ciuda progreselor semnificative, teoria universului fierbinte se confruntă cu o serie de dificultăți. Dacă Big Bang-ul a provocat expansiunea Universului, atunci în cazul general ar putea apărea o distribuție neomogenă puternică a materiei, ceea ce nu este observat. Teoria Big Bang, de asemenea, nu explică expansiunea Universului, o acceptă ca pe un fapt [78] .

Teoria presupune, de asemenea, că raportul dintre numărul de particule și antiparticule în stadiul inițial a fost de așa natură încât a dus la predominanța modernă a materiei asupra antimateriei. Se poate presupune că la început Universul a fost simetric - a existat o cantitate egală de materie și antimaterie, dar apoi, pentru a explica asimetria barionică , este nevoie de un mecanism de bariogeneză , care ar trebui să conducă la posibilitatea dezintegrarii protonilor. , ceea ce de asemenea nu se observă [71] .

Diverse teorii ale Marii Unificări sugerează nașterea în Universul timpuriu a unui număr mare de monopoli magnetici , care, de asemenea, nu au fost descoperite până în prezent [79] .

modelul inflației

Sarcina teoriei inflației este să răspundă la întrebările lăsate în urmă de teoria expansiunii și teoria Big Bang: „De ce se extinde Universul? Și ce este Big Bang-ul? Pentru a face acest lucru, expansiunea este extrapolată la punctul zero în timp și întreaga masă a Universului se află la un moment dat, formând o singularitate cosmologică, numită adesea Big Bang. Aparent, teoria generală a relativității la acea vreme nu mai este aplicabilă, ceea ce duce la numeroase, dar până acum, vai, doar încercări pur speculative de a dezvolta o teorie mai generală (sau chiar „nouă fizică”) care să rezolve această problemă a singularitate cosmologică .

Ideea principală a etapei inflaționiste este că, dacă introducem un câmp scalar numit inflanton , al cărui impact este puternic în etapele inițiale (începând de la aproximativ 10 -42 s), dar scade rapid în timp, atunci geometria plată. a spațiului poate fi explicată, în timp ce expansiunea Hubble devine mișcare prin inerție datorită energiei cinetice mari acumulate în timpul inflației, iar originea dintr-o regiune mică inițial conectată cauzal explică uniformitatea și izotropia Universului [80] .

Cu toate acestea, există o mulțime de moduri de a seta un inflaton, care, la rândul său, dă naștere la o mulțime de modele. Dar majoritatea se bazează pe ipoteza rulării lente: potențialul inflanton scade lent până la o valoare egală cu zero. Tipul specific de potențial și metoda de stabilire a valorilor inițiale depind de teoria aleasă.

Teoriile inflației sunt, de asemenea, împărțite în infinit și finit în timp. Într-o teorie cu inflație infinită, există regiuni ale spațiului - domenii - care au început să se extindă, dar din cauza fluctuațiilor cuantice au revenit la starea lor inițială, în care apar condiții pentru o inflație repetată. Astfel de teorii includ orice teorie cu potențial infinit și teoria inflației haotice a lui Linde [80] .

Teoriile cu un timp finit de inflație includ modelul hibrid. Există două tipuri de câmpuri în el: primul este responsabil pentru energiile mari (și, prin urmare, pentru rata de expansiune), iar al doilea pentru cele mici, care determină momentul în care inflația se termină. În acest caz, fluctuațiile cuantice pot afecta doar primul câmp, dar nu și al doilea și, prin urmare, procesul de inflație în sine este finit.

Problemele nerezolvate ale inflației includ salturi de temperatură într-un interval foarte larg, la un moment dat coborând aproape la zero absolut. La sfârșitul inflației, substanța este reîncălzită la temperaturi ridicate. Rolul unei posibile explicații pentru un comportament atât de ciudat este propus „rezonanța parametrică” [81] .

multivers

„Multiverse”, „Big Universe”, „Multiverse”, „Hyperuniverse”, „Superuniverse”, „Multiverse”, „Omniverse” sunt diverse traduceri ale termenului englez multivers. A apărut în timpul dezvoltării teoriei inflației [82] .

Regiunile universului separate de distanțe mai mari decât dimensiunea orizontului de evenimente evoluează independent unele de altele. Orice observator vede doar acele procese care au loc într-un domeniu egal ca volum cu o sferă cu o rază egală cu distanța până la orizontul particulelor. În epoca inflației, două regiuni de expansiune, separate de o distanță de ordinul orizontului, nu se intersectează.

Astfel de domenii pot fi gândite ca universuri separate ca al nostru: ele sunt la fel de uniforme și izotrope la scară mare. Conglomeratul unor astfel de formațiuni este Multiversul.

Teoria haotică a inflației presupune o varietate infinită de Universuri, fiecare dintre acestea putând avea constante fizice diferite față de alte Universuri [83] . Într - o altă teorie , universurile diferă prin dimensiunea lor cuantică [84] . Prin definiție, aceste ipoteze nu pot fi testate experimental.

Alternative la teoria inflației

Modelul inflației cosmice este destul de reușit, dar nu este necesar pentru luarea în considerare a cosmologiei. Ea are adversari, inclusiv Roger Penrose . Argumentul lor se rezumă la faptul că soluțiile propuse de modelul inflaționist lasă în urmă detalii ratate. De exemplu, această teorie nu oferă nicio justificare fundamentală conform căreia perturbațiile de densitate în stadiul pre-inflaționist ar trebui să fie atât de mici încât să apară un grad observabil de omogenitate după inflație. Situația este similară cu curbura spațială: scade foarte mult în timpul inflației, dar nimic nu a împiedicat-o să fie atât de importantă înainte de inflație încât se manifestă încă în stadiul actual al dezvoltării Universului. Cu alte cuvinte, problema valorilor inițiale nu este rezolvată, ci doar drapat cu pricepere.

Ca alternativă, sunt propuse teorii exotice, cum ar fi teoria corzilor și teoria branelor și teoria ciclică . Ideea principală a acestor teorii este că toate valorile inițiale necesare sunt formate înainte de Big Bang.

Teoria corzilor necesită adăugarea de câteva dimensiuni la spațiu-timp obișnuit cu patru dimensiuni, care ar fi jucat un rol în stadiul incipient al Universului, dar acum sunt într-o stare compactată. La întrebarea inevitabila de ce se compactează aceste dimensiuni, se propune următorul răspuns: superstringurile au dualitate T , în legătură cu care șirul „se înfășoară” pe dimensiuni suplimentare, limitându-le dimensiunea [85] .
În teoria branelor (teoria M), totul începe cu un spațiu-timp cu cinci dimensiuni, rece, static. Cele patru dimensiuni spațiale sunt limitate de pereți tridimensionali sau trei brațe ; unul dintre acești pereți este spațiul în care trăim, în timp ce a doua brană este ascunsă percepției. Există o altă „pierdută” cu trei brane undeva între cele două brane de graniță în spațiul cu patru dimensiuni. Conform teoriei, atunci când această brană se ciocnește de a noastră, se eliberează o cantitate mare de energie și astfel se formează condițiile pentru apariția Big Bang-ului [86] .
Teoriile ciclice postulează că Big Bang-ul nu este unic în felul său, ci implică tranziția Universului de la o stare la alta. Teoriile ciclice au fost propuse pentru prima dată în anii 1930. Piesa de poticnire a unor astfel de teorii a fost cea de-a doua lege a termodinamicii , conform căreia entropia nu poate decât să crească. Aceasta înseamnă că ciclurile anterioare ar fi fost mult mai scurte și materia din ele ar fi fost mult mai fierbinte decât la momentul ultimului Big Bang, ceea ce este puțin probabil. În prezent, există două teorii de tip ciclic care au reușit să rezolve problema entropiei în continuă creștere: teoria Steinhardt-Turok și teoria Baum-Frampton [87] [88] .

Teoria evoluției structurilor la scară largă

După cum arată datele de pe fundal, în momentul separării radiațiilor de materie, Universul era de fapt omogen, fluctuațiile materiei erau extrem de mici, iar aceasta este o problemă semnificativă. A doua problemă este structura celulară a superclusterelor de galaxii și, în același timp, structura sferică a clusterelor mai mici. Orice teorie care încearcă să explice originea structurii pe scară largă a universului trebuie să rezolve în mod necesar aceste două probleme (precum și să modeleze corect morfologia galaxiilor).

Teoria modernă a formării unei structuri la scară largă, precum și a galaxiilor individuale, este numită „teoria ierarhică”. Esența teoriei se rezumă la următoarele: la început, galaxiile erau de dimensiuni mici (aproximativ ca norii Magellanic ), dar în timp se unesc, formând galaxii din ce în ce mai mari.

Recent, validitatea teoriei a fost pusă sub semnul întrebării, iar reducerea personalului a contribuit în mare măsură la aceasta . Cu toate acestea, în studiile teoretice această teorie este dominantă. Cel mai frapant exemplu de astfel de cercetare este simularea Millennium (Millenium run) [89] .

Dispoziții generale

Teoria clasică a originii și evoluției fluctuațiilor în Universul timpuriu este teoria Jeans pe fundalul expansiunii unui Univers izotrop omogen [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,

unde u s este viteza sunetului în mediu, G este constanta gravitațională și ρ este densitatea mediului neperturbat, este mărimea fluctuației relative, Φ este potențialul gravitațional creat de mediu, v este viteza a mediului, p(x,t) este densitatea locală a mediului, iar luarea în considerare are loc în sistemul de coordonate comoving. $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

Sistemul de ecuații dat poate fi redus la unul, descriind evoluția neomogenităților:

{\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,

unde a este factorul de scară și k este vectorul de undă. Din aceasta, în special, rezultă că instabile sunt fluctuațiile a căror dimensiune depășește:

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

În acest caz, perturbația crește liniar sau mai slab, în funcție de evoluția parametrului Hubble și de densitatea de energie.

Acest model descrie în mod adecvat colapsul perturbațiilor într-un mediu non-relativist dacă dimensiunea lor este mult mai mică decât orizontul curent al evenimentelor (inclusiv pentru materia întunecată în timpul etapei dominate de radiații). Pentru cazurile opuse, este necesar să se ia în considerare ecuațiile relativiste exacte. Tensorul energiei-impuls al unui fluid ideal cu totuși mici perturbații de densitate

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

se conserva covariant, din care rezulta ecuatiile hidrodinamice generalizate pentru cazul relativist. Împreună cu ecuațiile GR, ele reprezintă sistemul original de ecuații care determină evoluția fluctuațiilor în cosmologie pe fundalul soluției lui Friedman [90] .

Epocă înainte de recombinare

Momentul selectat în evoluția structurii pe scară largă a Universului poate fi considerat momentul recombinării hidrogenului. Până în acest punct funcționează unele mecanisme, după - complet diferite [91] .

Undele inițiale de densitate sunt mai mari decât orizontul de evenimente și nu afectează densitatea materiei din Univers. Dar pe măsură ce se extinde, dimensiunea orizontului este comparată cu lungimea de undă a perturbației, așa cum se spune, „unda părăsește orizontul” sau „intră în orizont”. După aceea, procesul de expansiune este propagarea unei unde sonore pe un fundal în expansiune.

În această epocă, undele cu o lungime de undă de cel mult 790 Mpc pentru epoca actuală intră sub orizont. Undele importante pentru formarea galaxiilor și a clusterelor lor intră chiar la începutul acestei etape.

În acest moment, materia este o plasmă multicomponentă, în care există multe mecanisme eficiente diferite pentru atenuarea tuturor perturbațiilor sonore. Poate cea mai eficientă dintre ele în cosmologie este amortizarea mătăsii . După ce toate perturbațiile sonore sunt suprimate, rămân doar perturbațiile adiabatice.

De ceva timp, evoluția materiei obișnuite și a materiei întunecate merge sincron, dar din cauza interacțiunii cu radiația, temperatura materiei obișnuite scade mai lent. Există o separare cinematică și termică a materiei întunecate și a materiei barionice. Se presupune că acest moment are loc când $z=10^{5}.$

Comportarea componentei barion-foton după separare și până la sfârșitul etapei radiative este descrisă de ecuația [91] :

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

unde k este impulsul undei considerate, η este timpul conform. Din soluția sa rezultă că în acea epocă amplitudinea perturbațiilor în densitatea componentei barionului nu a crescut sau a scăzut, ci a experimentat oscilații acustice:

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

În același timp, materia întunecată nu a experimentat astfel de oscilații, deoarece nici presiunea luminii, nici presiunea barionilor și a electronilor nu o afectează. Mai mult, amplitudinea perturbațiilor sale crește:

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

După recombinare

După recombinare, presiunea fotonilor și neutrinilor asupra materiei este neglijabilă. În consecință, sistemele de ecuații care descriu perturbațiile materiei întunecate și ale materiei barionice sunt similare:

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

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

Deja din similitudinea tipului de ecuații, se poate presupune, și apoi dovedi, că diferența de fluctuații dintre materia întunecată și cea barionică tinde spre o constantă. Cu alte cuvinte, materia obișnuită se rostogolește în puțuri potențiale formate din materie întunecată. Creșterea perturbațiilor imediat după recombinare este determinată de soluție

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

unde sunt constantele în funcţie de valorile iniţiale. După cum se poate observa din cele de mai sus, în mare măsură fluctuațiile densității cresc proporțional cu factorul de scară: $C_{i}$

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

Toate ratele de creștere ale perturbațiilor prezentate în acest paragraf și în cel precedent cresc cu numărul de undă , prin urmare, cu un spectru plat inițial de perturbații, perturbațiile celor mai mici scări spațiale intră mai devreme în stadiul de colaps, adică obiectele cu o masă mai mică. sunt formate mai întâi. $k$

Pentru astronomie, obiectele cu o masă de ~10 5 Mʘ sunt de interes . Faptul este că atunci când materia întunecată se prăbușește, se formează un protohalo. Hidrogenul și heliul care tind spre centrul său încep să radieze, iar la mase mai mici de 10 5 M ʘ , această radiație aruncă gazul înapoi la periferia protostructurii. La mase mai mari, începe procesul de formare a primelor stele.

O consecință importantă a colapsului inițial este că apar stele de masă mare, emitând în partea dura a spectrului. Cuantele dure emise, la rândul lor, întâlnesc hidrogenul neutru și îl ionizează. Astfel, imediat după prima explozie de formare a stelelor, are loc ionizarea secundară a hidrogenului [91] .

Etapa de dominare a energiei întunecate

Să presupunem că presiunea și densitatea energiei întunecate nu se modifică în timp, adică este descrisă de o constantă cosmologică. Apoi, din ecuațiile generale pentru fluctuațiile în cosmologie rezultă că perturbațiile evoluează după cum urmează:

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

Ținând cont de faptul că potențialul este invers proporțional cu factorul de scară , aceasta înseamnă că creșterea perturbațiilor nu are loc și dimensiunea lor este neschimbată. Aceasta înseamnă că teoria ierarhică nu permite structuri mai mari decât cele observate în prezent. $A$

În epoca dominației energiei întunecate, au loc două ultime evenimente importante pentru structurile la scară largă: apariția galaxiilor precum Calea Lactee - acest lucru se întâmplă la z~2 și puțin mai târziu - formarea de clustere și superclustere de galaxii. [91] .

Probleme de teorie

Teoria ierarhică, care decurge logic din ideile moderne, dovedite despre formarea stelelor și folosește un arsenal mare de instrumente matematice, a întâmpinat recent o serie de probleme, atât teoretice, cât și, mai important, de natură observațională [89] :

Cea mai mare problemă teoretică constă în punctul în care termodinamica și mecanica sunt îmbinate: fără introducerea unor forțe non-fizice suplimentare, este imposibil să forțați două halouri de materie întunecată să fuzioneze.
Golurile se formează mai probabil mai aproape de timpul nostru decât de recombinare, cu toate acestea, spațiile absolut goale descoperite recent cu dimensiuni de 300 Mpc intră în disonanță cu această afirmație.
De asemenea, galaxiile gigantice se nasc la momentul nepotrivit, numărul lor pe unitate de volum la z mare este mult mai mare decât ceea ce prezice teoria. Mai mult, rămâne la fel când teoretic ar trebui să crească foarte repede.
Datele despre cele mai vechi clustere globulare nu doresc să suporte o explozie de formare de stele de 100 Mʘ și preferă stele precum Soarele nostru.

Și aceasta este doar o parte din problemele cu care s-a confruntat teoria.

Probleme ale modelelor moderne

Dacă extrapolezi legea lui Hubble înapoi în timp, atunci ajungi la un punct, o singularitate gravitațională , numită singularitate cosmologică . Aceasta este o mare problemă, deoarece întregul aparat analitic al fizicii devine inutil. Și deși, urmând calea lui Gamow , propusă în 1946, este posibil să se extrapoleze în mod fiabil până când legile moderne ale fizicii sunt operaționale, nu este încă posibil să se determine cu exactitate acest moment al debutului „noii fizicii”. Se presupune că în mărime este egală cu timpul Planck , s. $\sim 10^{-43}$

Întrebarea formei universului este o întrebare deschisă importantă în cosmologie. Matematic vorbind, ne confruntăm cu problema găsirii unei topologii tridimensionale a secțiunii spațiale a Universului, adică a unei astfel de figuri care să reprezinte cel mai bine aspectul spațial al Universului. Teoria generală a relativității ca teorie locală nu poate oferi un răspuns complet la această întrebare, deși introduce și unele limitări.

În primul rând, nu se știe dacă universul este plan global din punct de vedere spațial, adică dacă legile geometriei euclidiene se aplică la cele mai mari scale. În prezent, majoritatea cosmologilor cred că universul observabil este foarte aproape de plan spațial, cu pliuri locale în care obiectele masive distorsionează spațiu-timp. Această viziune a fost confirmată de datele recente WMAP care analizează „oscilațiile acustice” ale abaterilor de temperatură ale CMB.

În al doilea rând, nu se știe dacă Universul este pur și simplu conectat sau multiconectat. Conform modelului standard de expansiune, universul nu are granițe spațiale, dar poate fi spațial finit. Acest lucru poate fi înțeles prin exemplul unei analogii bidimensionale: suprafața unei sfere nu are granițe, dar are o zonă limitată, iar curbura sferei este constantă. Dacă Universul este într-adevăr limitat spațial, atunci în unele dintre modelele sale, mișcându-se în linie dreaptă în orice direcție, puteți ajunge la punctul de plecare al călătoriei (în unele cazuri acest lucru este imposibil din cauza evoluției spațiu-timpului [ 92] ).

În al treilea rând, există sugestii că Universul s-a născut inițial în rotație. Conceptul clasic de origine este ideea izotropiei Big Bang-ului, adică distribuția energiei în mod egal în toate direcțiile. Cu toate acestea, a apărut o ipoteză concurentă și a primit o oarecare confirmare: un grup de cercetători de la Universitatea din Michigan, condus de profesorul de fizică Michael Longo (Michael Longo), a descoperit că brațele spirale ale galaxiilor, răsucite în sens invers acelor de ceasornic, sunt cu 7% mai frecvente decât galaxiile. cu „orientare opusă”, ceea ce poate indica prezența momentului inițial de rotație a universului. Această ipoteză ar trebui testată și prin observații din emisfera sudică [93] .

Istoria descoperirii universului

Cosmografia antică și astronomia timpurie

Civilizațiile Asiei și ale Mediteranei Mesopotamia

Într-o zonă relativ mică dintre Tigru și Eufrat , au existat mai multe culturi, înlocuindu-se succesiv. Vederile lor cosmogonice sunt asemănătoare între ele. Numele zeilor s-au schimbat, unele detalii, dar esența a fost păstrată.

Conform descrierii lui Diodor Siculus printre popoarele din Mesopotamia, universul este împărțit în trei lumi: lumea cerească a zeului Anu , lumea pământească a lui Bel , identificată cu Enlil , și lumea interlopă, unde domnește Ea . A doua lume, deasupra pământului, este ca un munte și arată ca o șlep rotundă răsturnată, scobită de jos. Lumea cerească repetă forma celei terestre, disociindu-se de ea prin oceanul ceresc . Soarele se deplasează de la est la vest, urmând calea stabilită pentru el, la fel ca stelele [94] [95] .

În ceea ce privește cunoștințele astronomice, datele despre acestea sunt foarte fragmentare. În primul rând, datarea celor mai vechi și, de fapt, singurele surse pe această temă mul APIN și Astrolabul este extrem de inexactă și poate diferi de milenii în diferite lucrări, deși majoritatea cercetătorilor tind spre perioada Kassite. În al doilea rând, obiectele descrise în astrolabe și mul APIN sunt încă doar parțial identificate, deși au fost avansate multe ipoteze. În al treilea rând, în afară de imobilitatea stelelor, din aceste surse nu se pot strânge informații despre ideile vechilor astronomi babilonieni: nu se oferă nicio explicație pentru mișcarea planetelor și nu există informații despre mișcarea corectă a stelele, pe care babilonienii le puteau detecta, având în vedere perioada și acuratețea observației.

De asemenea, nu există date sigure despre modul în care a fost calculată mișcarea stelelor. Unii cercetători susțin că babilonienii foloseau deja un sistem de coordonate sferice, dar oponenții, bazându-se pe o contradicție cu opiniile cosmogonice și pe o serie de alte inconsecvențe, contestă acest punct de vedere [94] .

Egiptul antic

În mitologia egipteană, nu existau idei unificate despre crearea lumii . Au existat mai multe versiuni diferite [96] .

Deci, într-unul, l-au pus pe zeul solar Ra în centrul universului și l-au considerat tatăl tuturor celorlalți zei. El și opt dintre descendenții săi au format așa-numita eneada din Heliopolis . Potrivit legendei Heliopolis, Atum a apărut din apele primordiale și, prin voința sa, piatra sacră Benben a început să crească din ele . Stând pe vârful său, Atum i-a născut pe Shu , zeul aerului, și pe Tefnut , zeița umezelii. Acest cuplu a dat naștere copiilor lor, Geb , zeul pământului și Nut , zeița cerului. Aceste prime generații de zei reprezintă baza creației în eneada. Geb și Nut au produs Osiris , Isis , Set și Nephthys , reprezentând, respectiv, câmpia inundabilă fertilă a Nilului și deșertul steril.

Versiunea opusă a existat în orașul Hermopolis, unde se credea că lumea provine de la opt zeități antice, așa-numita ogdoada . Aceste opt au fost formate din patru perechi de zei și zeițe, simbolizând elementele creației. Nun și Naunet corespund apelor primordiale, Hu și Howhet infinitului spațiului, Kuk și Kauket întunericului etern. A patra pereche s-a schimbat de mai multe ori, dar pornind de la Noul Regat , este formată din Amun și Amaunet , personificând invizibilitatea și aerul. Conform versiunii germanice, aceste zeități erau mamele și tații zeului soare, care au adus lumină și creație ulterioară în lume.

Spațiul lumii nu era omogen și izotrop pentru egipteni. Fiecare templu mare era considerat un loc special, un „cheag de ființă”. Piramidele cu topologia lor complexă și misterioasă au fost și ele locuri speciale. Iar influența direcției Nilului de la sud la nord a fost extrem de puternică. Atât de mult încât atunci când trupele egiptene au văzut Eufratul curgând în direcția opusă, l-au numit râu inversat (Mu kedu, lit. „Apă inversată”, traducere egipteană mw-qd.w) [97] .

Din textele astronomice din original, nimic nu a supraviețuit până în vremea noastră, cu excepția picturilor artistice de pe sarcofagele Regatului de Mijloc și inscripțiile Regatului Nou. De asemenea, hărțile „decanilor” pot fi atribuite documentelor astronomice. Se pare că vorbim despre stele sau constelații, dar doar Sirius și Orion pot fi identificați cu încredere. Poate că egiptenii antici aveau un mod propriu de a calcula poziția decanilor, semnificativ diferit de al nostru și pierdut până la începutul Regatului de Mijloc [98] .

Grecia antică

Grecia antică, ca multe alte civilizații antice, și-a creat propria idee despre univers. Dar unicitatea Greciei Antice era că avea mai mult de un model: diferite școli filozofice au prezentat modele extrem de diferite ale lumii și fiecare era argumentată într-un fel sau altul.

Școlile filozofice timpurii au evidențiat anumite substanțe sau figuri ca fiind fundamentale. Prin aceste fundații s-au construit idei timpurii despre Univers. Deci, atunci discul pământului plutește în apă , așa cum a fost cazul cu Thales , apoi doar un cilindru plutește în spațiu infinit, așa cum a fost cazul cu Anaximandru etc.

Pitagoreii au propus un model pirocentric al Universului în care stelele, Soarele, Luna și șase planete se învârt în jurul Focului Central (Hestia). Pentru a obține un număr sacru - zece - sfere în total, Contra-Pământul (Antichthon) a fost declarată a șasea planetă. Atât Soarele, cât și Luna, conform acestei teorii, străluceau cu lumina reflectată de Hestia [99] . Acest sistem al lumii a fost descris de Philolaus .

Majoritatea oamenilor de știință greci antici, totuși, au fost susținători ai sistemului geocentric al lumii , fondat tot de pitagoreici.

Distantele dintre luminarii pitagoreenilor corespundeau intervalelor muzicale din scara; când se rotesc, sună „muzica sferelor”, neauzită de noi. Pitagoreii considerau că Pământul este sferic, iar unii dintre ei ( Ekfant și Hyket ) chiar se roteau în jurul unei axe, motiv pentru care are loc schimbarea zilei și a nopții.

Platon a analizat întreaga lume prin prisma ideilor sale despre esența spirituală. Inevitabil, acest lucru a afectat și structura lumii. Stelele lui erau „entități divine” cu trup și suflet. Forma lor vizibilă este focul și strălucește pentru a le face să pară cel mai strălucitor și mai frumos. Și pentru a semăna Întregul, au fost create sferice. Cosmosul în viziunea lui Platon nu este etern, deoarece tot ceea ce se simte este un lucru, iar lucrurile îmbătrânesc și mor. Mai mult decât atât, Timpul însuși s-a născut împreună cu Cosmosul.

Platon a fost primul care a propus descompunerea mișcărilor inegale ale luminilor în mișcări „perfecte” în cercuri. Eudoxus din Cnidus a răspuns la această chemare . În scrierile sale neconservate, el a conturat teoria sferelor homocentrice - o schemă cinematică a mișcării planetare, explicând mișcarea retrogradă a planetelor (cu mai multe mișcări circulare suprapuse) în doar patru sfere, în centrul cărora se afla Pământul.

Sistemul cosmologic, care a avut o mare importanță în Evul Mediu, a fost creat de Aristotel [100] . El credea că corpurile cerești sunt purtate în mișcarea lor de sferele cerești solide de care sunt atașate. În opinia sa, tot ceea ce se mișcă este pus în mișcare de ceva extern, care, la rândul său, este mișcat și de ceva și așa mai departe, până ajungem la motor, care în sine este nemișcat - la Prime Mover. El a considerat pământul a fi imobil.

Heraclid Pontus a presupus rotația Pământului în jurul axei sale. În plus, pe baza informațiilor slabe care au ajuns până la noi, se poate presupune că Heraclid a considerat Venus și Mercur că se învârt în jurul Soarelui, care, la rândul său, se învârte în jurul Pământului. Există o altă reconstrucție a sistemului lumii lui Heraclides: atât Soarele, cât și Venus și Pământul se rotesc în cercuri în jurul unui singur centru, iar perioada unei revoluții a Pământului este egală cu un an [101] . În acest caz, teoria lui Heraclid a fost o dezvoltare organică a sistemului lumii lui Philolaus și predecesorul imediat al sistemului heliocentric al lumii lui Aristarh .

În prima jumătate a secolului al III-lea î.Hr. e. Aristarh a propus sistemul heliocentric al lumii. Pe baza sistemului heliocentric și a inobservabilității paralaxelor anuale ale stelelor, el a ajuns la concluzia că distanța de la Pământ la Soare este neglijabilă în comparație cu distanța de la Soare la stele. În plus, el a propus o metodă de măsurare a distanței până la Soare și Lună și a dimensiunilor acestora. Potrivit lui, Pământul este de 250 de ori mai mic ca volum decât Soarele. Deși a greșit numeric, metoda sa a făcut posibil să se stabilească că Pământul este mult mai mic decât Soarele.

Din secolul III î.Hr. e. Știința greacă a asimilat realizările babilonienilor, inclusiv realizările în astronomie și matematică. Dar grecii au mers mult mai departe. Aproximativ 230 î.Hr. e. Apollonius din Perga a dezvoltat o nouă metodă de reprezentare a mișcării periodice inegale printr-un cerc de bază - deferentul - și un cerc secundar care se învârte în jurul deferentului - epiciclul; luminarul însuși se mișcă de-a lungul epiciclului. Această metodă a fost introdusă în astronomie de Hiparchus , care a lucrat la Rodos.

În secolul I î.Hr e. Gemin a promulgat opinia că stelele par să se afle doar pe aceeași sferă, dar de fapt sunt situate la distanțe diferite de Pământ. Există toate motivele să credem că această opinie a apărut și mai devreme, în secolul al III-lea sau al II-lea î.Hr. e., deoarece este asociat cu posibilitatea existenței unor mișcări proprii ale stelelor, a cărei posibilitate a presupus-o Hiparh: prezența unor astfel de mișcări este incompatibilă cu ideea stelelor ca corpuri fixate pe o sferă.

După un lung declin la sfârșitul secolului I. e. - începutul secolului al II-lea d.Hr e. sunt reluate explorarea cerurilor și dezvoltarea modelelor lumii. Theon din Smirna descrie teoria sferelor imbricate , o teorie fizică care încearcă să explice teoria epiciclurilor. Esența sa este următoarea. Imaginați-vă două sfere concentrice din material solid, între care este plasată o sferă mică. Media aritmetică a razelor sferelor mari este raza deferentului, iar raza sferei mici este raza epiciclului. Rotirea celor două sfere mari va face ca sfera mică să se rotească între ele. Dacă o planetă este plasată pe ecuatorul unei sfere mici, atunci mișcarea ei va fi exact aceeași ca în teoria epiciclurilor; astfel epiciclul este ecuatorul unei sfere minore.

Această teorie, cu unele modificări, a fost urmată și de Ptolemeu. Este descrisă în lucrarea sa Ipoteze planetare [102] . Acesta notează, în special, că distanța maximă până la fiecare dintre planete este egală cu distanța minimă până la planeta care o urmează, adică distanța maximă până la Lună este egală cu distanța minimă până la Mercur etc. Ptolemeu a putut pentru a estima distanța maximă până la Lună folosind metoda similară cu metoda lui Aristarh: 64 de raze ale Pământului. Acest lucru i-a dat amploarea întregului univers. Drept urmare, s-a dovedit că stelele sunt situate la o distanță de aproximativ 20 de mii de raze a Pământului. Ptolemeu a încercat și el să estimeze dimensiunea planetelor. Ca urmare a compensării aleatorii pentru o serie de erori, Pământul s-a dovedit a fi corpul mediu al Universului în dimensiune, iar stelele - având aproximativ aceeași dimensiune ca Soarele.

Civilizațiile din America Mesoamerica

Civilizațiile din Mesoamerica includ aztecii , mayașii , mixtecii , olmecii , purépechii , zapotecii , toltecii , totonacii , huastecii , chichimecii . Și deși chiar și în cadrul aceleiași civilizații în diferite domenii ale vieții, diferențele ar putea fi uriașe, dar în ceea ce privește ideile generale despre lume, există o unitate de vederi cu abateri minore.

Mezoamericanii au început foarte devreme să facă observații astronomice precise, de obicei asociate cu nevoile agricole. Ei ar putea calcula cu precizie eclipsele de soare și de lună, precum și coordonatele lui Venus pe cer. A fost creat și un calendar precis.

Dar un loc semnificativ în ideile mezoamericane este ocupat nu de rezultatele observațiilor, ci de astrologie și calendar [103] . Deci, ideea de ciclicitate, încorporată în calendar, este transferată la toate evenimentele acestei lumi, perioadele acestor repetări sunt asociate cu numere sacre pentru mezoamericani, cum ar fi 400, 20, 52. Ciclicitatea este prezentă și în cosmogonie: lumea este distrusă și recreată din nou. Au fost patru astfel de cicluri în total, cel actual este al cincilea. Dacă presupunem că data de începere a cronologiei este setată corect, atunci sfârșitul ciclului curent cade în 2012 [104] .

Structura lumii era și ea similară: lumea are diviziuni verticale și orizontale. În proiecție, acesta este un patrulater, ale cărui colțuri sunt orientate spre punctele cardinale. Arborele lumii trece prin centrul lumii , conectând 13 lumi cerești, lumea pământească și 9 cele subterane. Fiecare parte a lumii avea propriul zeu și culoare, care diferă între diferitele popoare. Nașterea lumii a fost dată de lupta a două principii opuse: binele și răul, lumina și întunericul etc. [105]

Evul mediu

Europa

În Evul Mediu în Europa catolică, sistemul geocentric al lumii după Ptolemeu domina. Acest sistem, împreună cu opiniile lui Aristotel, a primit recunoaștere și sprijin oficial din partea Bisericii și a Sfântului Scaun [106] . Unul dintre principalii popularizatori ai sistemului lui Aristotel de sfere homocentrice a fost celebrul filozof și teolog Toma d'Aquino [107] . El considera acest sistem singurul corect; epiciclurile și excentricele, fixate în știință de Ptolemeu, erau considerate un „rău necesar”, o ficțiune matematică convenabilă creată pentru comoditatea calculelor.

În același timp, universitățile au început să apară în Europa. În ciuda faptului că au fost într-o oarecare măsură sub controlul Bisericii Catolice, au devenit principalele centre ale gândirii științifice, au contribuit la dezvoltarea și acumularea de cunoștințe despre structura universului [108] .

Lumea islamică

În domeniul filosofiei naturale și al cosmologiei , majoritatea oamenilor de știință arabi au urmat învățăturile lui Aristotel. S-a bazat pe împărțirea Universului în două părți fundamental diferite - lumea sublunară și supralună. Lumea sublunară este tărâmul schimbătorului, nepermanentului, trecător; dimpotrivă, lumea supralună, cerească, este tărâmul eternului și neschimbabilului. Legat de această noțiune este conceptul de locuri naturale. Există cinci tipuri de materie și toate își au locurile lor naturale în lumea noastră: elementul pământ se află chiar în centrul lumii, urmat de locurile naturale ale elementelor apă, aer, foc, eter.

În domeniul cosmologiei, oamenii de știință din țările islamice au fost susținători ai sistemului geocentric al lumii. Cu toate acestea, au existat dispute cu privire la versiunea lui care ar trebui preferată: teoria sferelor homocentrice sau teoria epiciclurilor .

În secolele XII - începutul XIII, teoria epiciclurilor a fost supusă unui atac masiv din partea filozofilor și oamenilor de știință arabi din Andaluzia . Această mișcare este uneori numită „Revolta andaluză” [106] . Fondatorul său a fost Muhammad ibn Baja , cunoscut în Europa ca Avempats (d. 1138), lucrarea a fost continuată de elevul său Muhammad ibn Tufayl (c. 1110-1185) și studenții ultimului Hyp ad-Din al-Bitruji , cunoscut și sub numele de Alpetragius , și Averroes ; Maimonide , un reprezentant al comunității evreiești din Andaluzia, poate fi atribuit numărului acestora . Acești oameni de știință erau convinși că teoria epiciclurilor, în ciuda tuturor avantajelor sale din punct de vedere matematic, nu corespunde realității, întrucât existența epiciclurilor și a deferentilor excentrici contrazice fizica lui Aristotel, conform căreia singurul centru de rotație al corpurilor cerești. poate fi doar centrul lumii, care coincide cu centrul Pământului.

Totuși, teoria epiciclurilor în versiunea sa ptolemaică (teoria bisecției excentricității) nu a putut satisface pe deplin astronomii. În această teorie, pentru a explica mișcarea neuniformă a planetelor, se presupune că mișcarea centrului epiciclului de-a lungul deferentului pare uniformă atunci când este privită nu din centrul deferentului, ci dintr-un anumit punct, care se numește ecuant . , sau punct de egalizare. În acest caz, Pământul nu este, de asemenea, situat în centrul deferentului, ci este deplasat în lateral simetric față de punctul ecuant relativ la centrul deferentului. În teoria lui Ptolemeu , viteza unghiulară a centrului epiciclului în raport cu ecuantul este neschimbată, în timp ce atunci când este privită din centrul deferentului, viteza unghiulară a centrului epiciclului se schimbă pe măsură ce planeta se mișcă. Acest lucru contrazice ideologia generală a astronomiei pre-kepleriene, conform căreia toate mișcările corpurilor cerești sunt compuse din mișcări uniforme și circulare.

Astronomii musulmani (începând cu ibn al-Haytham , secolul al XI-lea) au remarcat o altă dificultate, pur fizică, în teoria lui Ptolemeu. Conform teoriei sferelor imbricate, care a fost dezvoltată de însuși Ptolemeu, mișcarea centrului epiciclului de-a lungul deferentului a fost reprezentată ca rotația unei sfere materiale. Cu toate acestea, este absolut imposibil să ne imaginăm rotația unui corp rigid în jurul unei axe care trece prin centrul său, astfel încât viteza de rotație să fie constantă în raport cu un punct din afara axei de rotație.

Au existat încercări de a depăși granițele sistemului geocentric, totuși, au întâmpinat o rezistență considerabilă din partea teologilor ortodocși, care au respins orice teorie filozofică naturală ca fiind în contradicție cu teza omnipotenței lui Allah [109] .

Lumea ortodoxă

Ideea lumii din Bizanț și a țărilor care s-au alăturat creștinismului de rit oriental a fost strâns legată de teologie . Era necesar să explicăm lumea înconjurătoare și să nu intram în conflict cu Sfintele Scripturi . Chiar în secolul VI. manuscrisul „ Topografia creştină ” a apărut de către Cosmas Indikopleustus , un negustor din Alexandria . În Bizanț , ea nu a fost luată în serios. Patriarhul Fotie i-a scris țarului bulgar Mihail despre ea ca nedemn de atenție, a subliniat absurditatea ideilor sale despre cer și a văzut în autor „mai mult un povestitor de fabule decât un povestitor de adevăr”. Cu toate acestea, în Europa de Vest, compoziția a devenit larg răspândită. În perioada premongolă, a pătruns pe teritoriul Rusiei Kievene și a avut influență până în secolul al XVII-lea [110] .

Cosmas Indikopleust a respins ipoteza sfericității Pământului și a întregului sistem al lui Ptolemeu, numind astfel de gânduri „erezie circulară”. El a justificat acest lucru prin faptul că Sfânta Scriptură spune că îngerii de la a Doua Venire vor chema popoarele „de la capătul cerului până la capătul lor” cu sunet de trâmbiță. Și dacă Pământul este circular, atunci cerul este circular, adică nu are margini, iar acest lucru este contrar Scripturii. Mai mult, dacă cerul este „circular” și, prin urmare, nu atinge marginile globului, atunci cum se vor ridica oamenii, la învierea generală, de pe pământ în timpul celei de-a Doua Veniri. Potrivit lui Cosmas, Pământul avea forma unui dreptunghi. De sus, acest dreptunghi se ridică într-un munte, vârful căruia este înclinat spre nord-vest, iar pe versantul acestui pământ muntos trăiesc diverse popoare de la nord la sud. La trecere, Soarele este mai aproape de ținuturile sudice decât de cele nordice. Oceanul este situat în jurul Pământului , iar pe marginea lui se ridică un zid solid, dar transparent al firmamentului, învecinat direct cu pământul de peste mări.

Pe lângă opera lui Kozma Indikopleust, a existat și cartea „Șase zile” a autorului bulgar al secolului al X-lea, Ioan Exarhul , care a ajuns până la noi într-un manuscris din 1263 [110] . Această lucrare este mult mai controversată decât prima. Pe de o parte, John prezintă opinii similare cu cele ale lui Cosmas, dar există indicii că autorul își imaginează Pământul ca pe o minge. De asemenea, spre deosebire de Cosmas, el distinge planetele de stele.

Reprezentările cosmografice ale creștinismului răsăritean sunt, de asemenea, conținute în cartea teologului din secolul al VIII-lea Ioan de Damasc , O expunere exactă a credinței ortodoxe. Părerile lui Ioan sunt deja direct opuse celor ale lui Cosma: Zodiacul este descris în fiecare detaliu, casele astrologice ale planetelor sunt descrise, simpatia pentru circularitatea pământului este vizibilă. Cartea Damascului nu evidențiază o opinie holistică cu privire la natura cerului, dar toate opiniile despre natura cerului sunt date. Viziunea lui Vasile cel Mare este citată cu simpatie : „acest rai, divinul Busuioc este ființă subtilă, spune el, natură, ca fumul”.

Renaștere (secolele XV-XVI)

Renașterea timpurie (secolul al XV-lea)

Cosmologia lui Nicolae de Cusa (1401-1464), expusă în tratatul Despre ignoranța învățată, este de natură inovatoare. El și-a asumat unitatea materială a Universului și a considerat că Pământul este una dintre planete, de asemenea în mișcare; Corpurile cerești sunt locuite, la fel ca și Pământul, și fiecare observator din univers cu o rațiune egală se poate considera nemișcat. În opinia sa, Universul este nelimitat, dar finit, deoarece infinitul poate fi caracteristic numai lui Dumnezeu . În același timp, Kuzanets păstrează multe elemente de cosmologie medievală, inclusiv credința în existența sferelor cerești, inclusiv cea exterioară, sfera stelelor fixe. Cu toate acestea, aceste sfere nu sunt absolut rotunde, rotația lor nu este uniformă, iar axele de rotație nu ocupă o poziție fixă în spațiu. Drept urmare, lumea nu are un centru absolut și o graniță clară (probabil, în acest sens ar trebui înțeleasă teza lui Nicolae despre infinitul Universului) [111] .

Sistemul heliocentric (a doua jumătate a secolului al XVI-lea)

Prima jumătate a secolului al XVI-lea este marcată de apariția unui nou sistem heliocentric al lumii de către Nicolaus Copernic . Copernic a plasat Soarele în centrul lumii, în jurul căruia se învârteau planetele (inclusiv Pământul, care s-a rotit și el în jurul axei sale). El încă considera universul ca fiind o sferă limitată de stele fixe; se pare că și-a păstrat credința în existența sferelor cerești [112] .

Renașterea târzie (a doua jumătate a secolului al XVI-lea)

Dezvoltând ideile lui Copernic, astronomul englez Thomas Digges a sugerat că spațiul este infinit și plin de stele. Aceste idei au fost aprofundate de filozoful italian Giordano Bruno [113] [114] [115] . O serie de prevederi ale cosmologiei lui Bruno au un caracter inovator și chiar revoluționar pentru vremea lor, care a anticipat în mare măsură multe prevederi ale cosmologiei moderne: ideea infinitității Universului și a numărului de lumi din acesta, identificarea a stelelor cu sori îndepărtați, ideea unității materiale a universului. În același timp, unele idei ale lui Giordano Bruno (în primul rând, ideea de animație universală a materiei) au fost curând abandonate de știință.

Cu toate acestea, nu toți oamenii de știință au acceptat conceptul lui Copernic. Deci, unul dintre oponenți a fost Tycho Brahe , numind-o speculație matematică. El și-a propus sistemul său de compromis „geheliocentric” al lumii, care era o combinație a învățăturilor lui Ptolemeu și Copernic: Soarele, Luna și stelele se învârt în jurul Pământului nemișcat și toate planetele și cometele în jurul Soarelui. De asemenea, Brahe nu a recunoscut rotația zilnică a Pământului.

Revoluția științifică (secolul al XVII-lea)

Johannes Kepler și-a imaginat Universul ca pe o minge cu rază finită cu o cavitate în mijloc, unde se afla sistemul solar . Kepler considera că stratul sferic din afara acestei cavități este umplut cu stele — obiecte autoluminoase, de asemenea înconjurate de planete [116] , dar având o natură fundamental diferită de Soarele. . Unul dintre argumentele sale este precursorul imediat al paradoxului fotometric . O altă revoluție este asociată cu numele de Kepler. El înlocuiește mișcările circulare, agravate de numeroase equante, cu una - de-a lungul unei elipse și deduce legile mișcării de-a lungul acesteia, care îi poartă acum numele.

Galileo Galilei , lăsând deschisă problema infinitității universului, a apărat punctul de vedere conform căruia stelele sunt ca soarele. În mijlocul a doua jumătate a secolului al XVII-lea, aceste idei au fost susținute de Rene Descartes (teoria vortexului) [117] , Otto von Guericke și Christian Huygens . Huygens deține prima încercare de a determina distanța până la o stea ( Sirius ) în ipoteza că luminozitatea sa este egală cu cea a soarelui.

Printre mulți susținători ai sistemului Brahe în secolul al XVII-lea s-a numărat proeminentul astronom italian, iezuitul Giovanni Riccioli . Dovada directă a mișcării Pământului în jurul Soarelui a apărut abia în 1727 ( aberația luminii ), dar, de fapt, sistemul Brahe a fost respins de majoritatea oamenilor de știință încă din secolul al XVII-lea ca fiind complicat în mod nejustificat și artificial în comparație cu sistemul Copernic-Kepler.

secolele XVIII-XIX

În pragul secolului al XVIII-lea, a fost publicată o carte de o importanță extraordinară pentru întreaga fizică modernă, Principia Mathematica a lui Isaac Newton [118] . Analiza matematică care se realizează încă face posibil ca fizica să evalueze strict faptele, precum și să judece în mod fiabil calitatea teoriilor care încearcă să le descrie.

Pe această bază deja în secolul al XVIII-lea. Newton își construiește modelul universului. Își dă seama că într-o lume finită plină de corpuri gravate, va veni inevitabil un moment în care toate se contopesc unele cu altele. Astfel, el crede că spațiul universului este infinit.

Într-un tratat din 1755, bazat pe lucrarea lui Thomas Wright , Immanuel Kant a sugerat că Galaxia ar putea fi un corp rotativ format dintr-un număr imens de stele ținute împreună de forțe gravitaționale similare cu cele din sistemul solar, dar pe o suprafață mai mare. scară. Din punctul de vedere al unui observator situat în interiorul Galaxiei (în special, în sistemul nostru solar), discul rezultat va fi vizibil pe cerul nopții ca o bandă strălucitoare. Kant a sugerat, de asemenea, că unele dintre nebuloasele vizibile pe cerul nopții pot fi galaxii separate.

William Herschel a sugerat că nebuloasele ar putea fi sisteme stelare îndepărtate, similare cu cele din Calea Lactee . În 1785, a încercat să determine forma și dimensiunea Căii Lactee și poziția Soarelui în ea, folosind metoda „scoop” - numărând stelele în diferite direcții. În 1795, în timp ce observa nebuloasa planetară NGC 1514 , el a văzut clar în centrul acesteia o singură stea înconjurată de materie nebuloasă. Existența unor nebuloase autentice era astfel dincolo de orice îndoială și nu era nevoie să se creadă că toate nebuloasele erau sisteme stelare îndepărtate [119] .

În 1837, V. Ya. Struve , pe baza propriilor observații, a descoperit și măsurat paralaxa α Lyra (publicată în 1839). Valoarea pe care a obținut-o (0,125" ± 0,055") a fost prima determinare cu succes a paralaxei unei stele în general. Acesta a fost primul pas în realizarea adevăratelor scări spațiale ale Universului [120] .

Secolului 20

Secolul XX este secolul nașterii cosmologiei moderne. Apare la începutul secolului și, pe măsură ce se dezvoltă, încorporează toate cele mai recente realizări, precum tehnologii pentru construirea de telescoape mari, zboruri spațiale și calculatoare.

Primii pași către o cosmologie modernă au fost făcuți în 1908-1916. În acest moment, descoperirea unei relații direct proporționale între perioada și magnitudinea aparentă a Cefeidelor din Micul Nor Magellanic ( Henrietta Leavitt , SUA) a permis lui Einar Hertzsprung și Harlow Shapley să dezvolte o metodă pentru determinarea distanțelor față de Cefeide.

În 1916, A. Einstein a scris ecuațiile teoriei generale a relativității - teoria gravitației, care a devenit baza teoriilor cosmologice dominante. În 1917, încercând să obțină o soluție care descrie Universul „staționar”, Einstein introduce un parametru suplimentar în ecuațiile relativității generale - constanta cosmologică .

În 1922-1924. A. Friedman aplică ecuațiile lui Einstein (cu și fără constanta cosmologică) întregului Univers și obține soluții nestaționare.

În 1929, Edwin Hubble descoperă legea proporționalității dintre viteza galaxiilor în retragere și distanța lor, numită ulterior după el. Devine evident că Calea Lactee este doar o mică parte din Universul înconjurător. Odată cu aceasta vin și dovezi pentru ipoteza lui Kant : unele nebuloase sunt galaxii ca a noastră. În același timp, se confirmă concluziile lui Friedman despre non-staționaritatea lumii înconjurătoare și, în același timp, corectitudinea direcției alese în dezvoltarea cosmologiei [121] .

Din acel moment și până în 1998, modelul clasic Friedman fără constanta cosmologică devine dominant. Se studiază influența constantei cosmologice asupra soluției finale, dar din cauza lipsei de indicații experimentale ale semnificației sale pentru descrierea Universului, astfel de soluții nu sunt folosite pentru interpretarea datelor observaționale.

În 1932, F. Zwicky a prezentat ideea existenței materiei întunecate - o substanță care nu se manifestă ca radiație electromagnetică, ci participă la interacțiunea gravitațională. În acel moment, ideea a fost întâmpinată cu scepticism și abia în jurul anului 1975 a primit o a doua naștere și a devenit general acceptată [122] .

În 1946-1949, G. Gamow , încercând să explice originea elementelor chimice, aplică legile fizicii nucleare la începutul expansiunii Universului. Așa ia naștere teoria „Universului fierbinte” - teoria Big Bang-ului și, odată cu aceasta, ipoteza radiației de fond izotrope cu microunde cosmice cu o temperatură de câțiva Kelvin.

În 1964, A. Penzias și R. Wilson au descoperit o sursă izotropă de interferență în domeniul radio. Apoi se dovedește că aceasta este radiația relicvă prezisă de Gamow. Teoria Universului fierbinte este confirmată, iar fizica particulelor elementare ajunge la cosmologie.

În 1991-1993, în experimentele spațiale „Relikt-1” și COBE au fost descoperite fluctuații ale radiației cosmice de fond cu microunde. Adevărat, doar unii membri ai echipei COBE [121] vor primi ulterior Premiul Nobel .

În 1998, o diagramă Hubble pentru mari . Se dovedește că universul se extinde cu accelerație . Modelul lui Friedman permite acest lucru doar cu introducerea antigravitației, descrisă de constanta cosmologică. Apare ideea existenței unui tip special de energie responsabilă pentru aceasta - energia întunecată. Apare o teorie modernă a expansiunii - modelul ΛCDM, care include atât energia întunecată, cât și materia întunecată. Expansiunea accelerată a Universului a început acum 6-7 miliarde de ani. În prezent (sfârșitul anilor 2010), Universul se extinde în așa fel încât distanțele din el se dublează în 10 miliarde de ani, iar acest ritm se va schimba puțin în viitorul previzibil [123] :48 . $z$

Note

Comentarii

↑
În diferite surse este definit diferit:
- TSB // Marea Enciclopedie Sovietică : [în 30 de volume] / cap. ed. A. M. Prohorov . - Ed. a 3-a. - M . : Enciclopedia Sovietică, 1969-1978. : întreaga lume, nemărginită în timp și spațiu și infinit diversă în formele pe care le ia materia în procesul dezvoltării ei. V. există obiectiv, indiferent de conștiința persoanei care o cunoaște .
- Univers - un articol din Marele Dicționar Enciclopedic : întreaga lume materială existentă, nelimitată în timp și spațiu și infinit diversă în formele pe care le ia materia în procesul dezvoltării sale .
- Dicționar enciclopedic științific și tehnic: un set de materie, energie și spațiu, format din regiuni uriașe reci și goale, în care sunt „intercalate” stele cu temperatură ridicată și alte obiecte, grupate în galaxii .
- Kazyutinsky VV Universe // New Philosophical Encyclopedia / Institutul de Filosofie RAS ; Naţional social-științifice fond; Prev. științific-ed. consiliul V. S. Stepin , vicepreședinți: A. A. Guseynov , G. Yu. Semigin , contabil. secret A. P. Ogurţov . — Ed. a II-a, corectată. si adauga. - M .: Gândirea , 2010. - ISBN 978-5-244-01115-9 . :„tot ce există”, „lumea cuprinzătoare”, „totalitatea tuturor lucrurilor”; sensul acestor termeni este ambiguu si este determinat de contextul conceptual.
- Physical Encyclopedia și Small Encyclopedia of Space nu definesc conceptul.
↑ Dar nu numai în sistemul solar - efectele relativității generale sunt, de asemenea, bine studiate în câmpuri puternice de stele binare apropiate , totuși, cu aceleași dimensiuni caracteristice.
↑ Impopularitatea modelelor cu constantă cosmologică este evidențiată în mod elocvent de faptul că Weinberg în cartea sa „Cosmology and Gravity” (publicată în limba rusă în 1975) trimite la secțiune paragraful modelelor cu constantă cosmologică alături de modele și modele naive. a Universului staționar, deturnând 4 pagini din 675 per descriere.

Surse

↑ I.L. Genkin. CE ESTE UNIVERSUL? . Universitatea de Stat din Moscova . - Moscova . Preluat la 30 august 2014. Arhivat din original la 27 mai 2013. (nedefinit)
↑ N. B. Shulevsky. PROGRAME EDUCAȚIONALE ȘI METODOLOGICE în filozofie pentru licență, masterat și absolvenți ai facultății economice a Universității de Stat din Moscova 26, 39, 67. Universitatea de Stat din Moscova Lomonosov (2013). - Moscova . Preluat la 29 august 2014. Arhivat din original la 29 august 2014. (nedefinit)
↑ Univers // New Philosophical Encyclopedia . Arhivat din original pe 19 mai 2014. (nedefinit)
↑ Zeitlin R. M. Vocabularul limbii slavone vechi . - M . : Nauka, 1977. - S. 39 .
↑ Vasmer M. Dicționar etimologic al limbii ruse. T.1. M., 2004. P.363
↑ Logic of the Cosmos (fizica Greciei antice) Arhivat la 26 mai 2012.
↑ Abundența în Univers pentru toate elementele din Tabelul Periodic Arhivat 25 august 2012.
↑ 1 2 3 4 Jarosik, N., et.al. (Colaborare WMAP). Observații de șapte ani Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): hărți cerești, erori sistematice și rezultate de bază (PDF). nasa.gov. Preluat la 4 decembrie 2010. Arhivat din original la 16 august 2012. (nedefinit) (din documentele WMAP ale NASA arhivate la 30 noiembrie 2010. pagina)
↑ Astronomie și astrofizică Vol. 571, noiembrie 2014 (volum deschis): rezultate Planck 2013 . Preluat la 17 iunie 2022. Arhivat din original la 11 aprilie 2021. (nedefinit)
↑ Dibay E. A. Quasars // Fizica spațială / R. A. Sunyaev. — M .: ENCICLOPEDIA SOvietică, 1986.
↑ Mazets E.P. Explozii cu raze gamma // Fizica spațială / R.A. Sunyaev. — M .: ENCICLOPEDIA SOvietică, 1986.
↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Evoluția seculară și formarea pseudobulgerilor în galaxiile disc . Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii (7 iunie 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Consultat la 31 iulie 2009. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Telescopul spațial Hubble și observațiile la sol ale supernovelor de tip Ia la Redshift 0.5: Implicații cosmologice . — The Astrophysical Journal, 2006.
↑ 1 2 3 4 5 Rastorguev A.S. Scala de distanță în Univers . Astronet . Arhivat din original pe 5 iulie 2009. (nedefinit)
↑ Kholopov P. N. Discovery of moving clusters // Star Clusters. — M .: Nauka, 1981.
↑ Tsvetkov D. Yu. Supernova Stars . Arhivat din original pe 9 martie 2012. (nedefinit)
↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM și colab. Căutarea supernovei High-Z: Măsurarea decelerației cosmice și a curburei globale a universului folosind supernove de tip IA . — The Astrophysical Journal, 1998.
↑ K. Nakamura și colab.,. Cosmologie Big-Bang: Pg. 8. Arhivat la 25 noiembrie 2011. (nedefinit)
↑ Steven Weinberg. Cosmologie . - 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. Strong Gravitational Lensing Time Delay Statistics and the Density Profile of Dark Halos . — The Astrophysical Journal, 2002.
↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Câmpul de expansiune: valoarea lui H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
↑ 1 2 3
Articol cu o mini-recenzie pe tema:
- Makarov, Dmitri; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca etc. Vârful Uriașului Roșu Distanțe. I. Optimizarea unui algoritm de maximă probabilitate. - The Astronomical Journal, 2006. - .
Adăugări private:
- Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Vârful Ramurii Gigantului Roșu Distanțe până la galaxii. III. Sextanii Galaxy Pitici. - Revista Astrofizică, 1996. - Cod biblic .
- Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Vârful Ramurii Gigantului Roșu ca indicator de distanță pentru galaxiile rezolvate. - Jurnal Astrofizic, 1993. - Cod biblic .
↑ McClure ML, Dyer, CC Anizotropie în constanta Hubble, așa cum sa observat în rezultatele cheie ale proiectului la scara extragalactică a distanței HST . — Noua astronomie, 2007.
↑ Coley A.A. Cosmological Observations: Average on the Null Cone . — eprint arXiv:0905.2442, 2009.
↑ Umeh, Obinna, Larena Julien, Clarkson Chris. Rata Hubble în cosmologia medie . — Jurnalul de Cosmologie și Fizica Astroparticulelor, 2011.
↑ Blomqvist, Michael; Mortsell, Edvard; Nobili, Serena. Testarea neomogenităților energiei întunecate cu supernove . — Jurnalul de Cosmologie și Fizica Astroparticulelor, 2008.
↑ Clifton Timothy, Zuntz Joe. Dispersia diagramei Hubble din structura la scară mare . — Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie, 2009.
↑ Blomqvist, Michael; Enander, Jonas; Mortsell, Edward. Constrângerea fluctuațiilor energiei întunecate cu corelații cu supernove . — Jurnalul de Cosmologie și Fizica Astroparticulelor, 2010.
↑ Dai, De-Chang; Kinney, William H.; Stojkovic, Dejan. Măsurarea fluxului în vrac cosmologic folosind vitezele deosebite ale supernovelor . — Jurnalul de Cosmologie și Fizica Astroparticulelor, 2011.
↑ 1 2 3 4 M. V. Sazhin. Anizotropia și polarizarea radiațiilor relicve. Ultimele date . - UFN, 2004. Arhivat la 12 august 2011.
↑ Yoel Rephaeli. Cosmologie cu efect SZ . — 2003.
↑ Yuki D. Takahashi. Polarizare CMB . Arhivat din original pe 22 august 2011. (nedefinit)
↑ Lewis Anton, Challinor Anthony. Lentila gravitațională slabă a CMB . — Rapoarte de fizică, 2006.
↑ Rossi Graziano, Sheth Ravi K., Park Changbom, Hernández-Monteagudo Carlos. Distribuția non-Gaussă și gruparea pixelilor caldi și reci în cerul WMAP de cinci ani . — Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie, 2009.
↑ Verkhodanov OV, Sokolov VV, Khabibullina ML, Karpov SV GRB sky distribution puzzles . — Buletinul Astrofizic, 2010.
↑ Liu Hao, Li Ti-Pei. Hartă CMB îmbunătățită din datele WMAP . — tipărire, 2009.
↑ Simplu, dar provocator: Universul după Planck . Arhivat din original pe 24 mai 2013. (nedefinit)
↑ David H. Weinberg, Romeel Dav'e, Neal Katz, Juna A. Kollmeier. Pădurea Lyman-alfa ca instrument cosmologic . — STI, 2003.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Astrofizica generala . - M. : VEK 2, 2006. - S. 402 -404. — 496 p. - 1500 de exemplare. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Hoekstra Henb; Jain Bhuvnesh. Lentile gravitaționale slabe și aplicațiile sale cosmologice . — Revizuirea anuală a sistemelor nucleare și de particule, 2008.
↑ 1 2 Zasov A.V. Structura la scară largă a Universului . Arhivat din original pe 27 octombrie 2009. (nedefinit)
↑ N. T. Ashimbaeva. Detectarea apei în universul timpuriu folosind lentile gravitaționale. . Astronet . Consultat la 28 octombrie 2009. Arhivat din original la 18 mai 2011. (nedefinit)
↑ Péroux, C.; Kulkarni, V.P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, JT; Vladilo, G.; York, DG Cel mai bogat în metal absorbant de quasar cunoscut . — Astronomie și astrofizică, 2006.
↑ O'Meara John M., Burles Scott, Prochaska Jason X., Prochter Gabe E și colab.The Deuterium-to-Hydrogen Abundance Ratio versus QSO SDSS J155810.16-003120 . — The Astrophysical Journal, 2006.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Astrofizica generala. - M. : VEK 2, 2006. - 496 p. - 1500 de exemplare. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ N. T. Ashimbaeva. Prima măsurare precisă a temperaturii CMB în era timpurie. . Astronet . Consultat la 28 octombrie 2009. Arhivat din original la 18 mai 2011. (nedefinit)
↑ Maiolino R.; Schneider R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. O origine a supernovei pentru praf într-un quasar cu deplasare spre roșu mare . — Natura, 2004.
↑ Bouwens, RJ; Illingworth, GD; Franx, M. și colaboratorii UV Continuum Slope and Dust Obscuration from z~6 to z~2: The Star Formation . — The Astrophysical Journal, 2009.
↑ 1 2 3 ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM. GRB Cosmologie . — tipărire, 2007.
↑ Sarkar Prakash, Yadav Jaswant, Pandey Biswajit, Bharadwaj Somnath. Scara de omogenitate a distribuției galaxiilor în SDSS DR6 . — Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie, 2009.
↑ Gong Zhi Yuan. Testarea omogenității structurii la scară largă cu datele SDSS . — Astronomie și astrofizică chineză, 2010.
↑ Sylos Labini, F.; Vasilyev, NL; Baryshev, YV Fluctuații persistente în distribuția galaxiilor din câmpul de două grade . — Europhysics Letters, 2009.
↑ Sylos Labini, Francesco; Baryshev, Yuri V. Testarea principiilor copernicane și cosmologice în universul local cu studii de galaxie . — Jurnalul de Cosmologie și Fizica Astroparticulelor, 2010.
↑ Ryabinkov, AI; Kaminker, AD; Varshalovich, D. A. Distribuția deplasării spre roșu a sistemelor de linii de absorbție în spectrele QSO . — Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2007.
↑ Bell, MB; McDiarmid, D. Şase vârfuri vizibile în distribuţia deplasării spre roşu a 46.400 de quasari SDSS sunt de acord cu deplasările spre roşu preferate prezise de modelul de deplasare spre roşu intrinsec în scădere . — The Astrophysical Journal, 2006.
^ Hartnett, J.G. Fourier Analysis of the Large Scale Spatial Distribution of Galaxies in the Universe . — A doua Conferință Criza în Cosmologie, 2009.
↑ Pérez-González Pablo G., Rieke George H., Villar Victor și colaboratorii The Stellar Mass Assembly of Galaxies from z=0 to z=4: Analysis of a Sample Selected in the Rest-Frame Near-Infrared cu Spitzer . — The Astrophysical Journal, 2008.
↑ Labita, M.; Decarli, R.; Treves, A.; Falomo, R. Reducerea găurilor negre supermasive din sondajul quasar SDSS . — Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie, 2009.
↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio et al., Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs . — Astrophysical Journal, 1997.
^ Peterson Charles J. Epocile clusterelor globulare . — Societatea Astronomică a Pacificului, 1987.
↑ 1 2 Harvey B. Richer și colab. Observații ale telescopului spațial Hubble ale piticelor albe în clusterul globular M4 . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
↑ Moehler S, Bono G. Pitici albe în aglomerări globulare . - 2008. Arhivat la 6 august 2017.
↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE și colab.Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I. Echilibrul termodinamic local (engleză) // Astronomie și Astrofizică . — EDP Sciences , 2009.
↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Abundențe de litiu în stele de oprire extrem de sărace în metal . — 2012.
↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Cronometre cu toiu și uraniu aplicate la CS 31082-001 . — The Astrophysical Journal, 2002.
↑ N. Dauphas. COSMOCRONOLOGIE URANIU-TORIU . - 2005. Arhivat 19 mai 2014.
↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. Abundența primordială a lui 4He Revisited . — Jurnalul de astrofizică, 1998.
↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. Abundența primordială a lui 4He: dovezi pentru nucleosinteza big bang non-standard . — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
↑ Peimbert, Manuel. Abundența primordială de heliu . — 2008.
↑ S. Capozziello și M. Francaviglia. Teorii extinse ale gravitației și aplicațiile lor cosmologice și astrofizice // Relativitatea generală și gravitația. - 2008. - Vol. 40 , iss. 2-3 . - P. 357-420 . - doi : 10.1007/s10714-007-0551-y . Arhivat din original pe 12 iulie 2015.
↑ 1 2 M. V. Sazhin. Cosmologia modernă în prezentare populară. - M. : URSS, 2002. - S. 145-148. — 240 s. - 2500 de exemplare. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8
- Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofizică generală . - Fryazino: Age 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 p. — ISBN 5-85099-169-7 .
- Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Introducere în teoria universului timpuriu: Teoria Hot Big Bang. - M. : LKI, 2008. - S. 45-80. — 552 p. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Colaborarea Planck. Rezultatele Planck 2013. XVI. Parametrii cosmologici . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 Michael Rowan-Robinson. Cosmologie = Cosmologie / Tradus din engleză de N. A. Zubchenko. Sub conducerea științifică a lui P. K. Silaev. - M.-Izhevsk: Centrul de cercetare „Dinamica regulată și haotică”, 2008. - P. 96-102. — 256 p. - ISBN 976-5-93972-659-7.
↑ [0806.1065] B2FH, Cosmic Microwave Background and Cosmology Arhivat din original pe 6 august 2017.
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Introducere în fizica nucleară și a particulelor. - M. : URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 p. - 1700 de exemplare. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Cosmologia modernă în prezentare populară. - M. : URSS, 2002. - S. 144. - 240 p. - 2500 de exemplare. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ M. V. Sazhin. Cosmologia modernă în prezentare populară. - M. : URSS, 2002. - S. 104-106. — 240 s. - 2500 de exemplare. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Traducerea „Site-ului oficial al teoriei superstringurilor” . Astronet . Arhivat din original pe 23 februarie 2009. (nedefinit)
↑ 1 2 În sursele deschise, o prezentare bună este prezentată într-un articol în limba engleză Robert Brandenberger. Subiecte în cosmologie . - 2007. - arXiv : hep-th/0701157 . În rusă, echivalentul în ceea ce privește datele sondajului este D. S. Gorbunov, V. A. Rubokov. Instabilitatea blugilor în teoria Newtoniană a gravitației // Introducere în teoria Universului timpuriu: Perturbații cosmologice. teoria inflaționistă. - M . : Krasnad, 2010. - S. 335-371. — 568 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ Lev Kofman, Linde Andrei, Starobinsky Alexei A. Reîncălzirea după inflație . — Fiz. Rev. Lett., 1994.
↑ Astronomie secolul XXI / Ed. V. G. Surdina . - al 2-lea. - Fryazino: Secolul 2, 2008. - S. 414-416. — 608 p. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
↑ Victor J Stenger. Este Universul reglat fin pentru noi? (engleză) . Arhivat din original pe 16 iulie 2012.
↑ Tegmark Max. Interpretarea mecanicii cuantice: multe lumi sau multe cuvinte? . Fortschritte der Physik, 1998.
↑ Green B. Elegant Univers. Superstringuri, dimensiuni ascunse și căutarea teoriei supreme . - 1999. - 464 p. — ISBN 0-375-70811-1 .
↑ Cosmologie. Despre ce este teoria corzilor? . Astronet . Consultat la 15 mai 2010. Arhivat din original la 22 august 2011. (nedefinit)
↑ L. Baum și P. H. Frampton. Întorsătură în cosmologia ciclică. - Physical Review Letters, 2007. - doi : 10.1103/PhysRevLett.98.071301 . - Cod . - arXiv : hep-th/0610213 . — PMID 17359014 .
↑ PJ Steinhardt, N. Turok. Modelul ciclic simplificat. - New Astron. Rev., 2004. - doi : 10.1016/j.newar.2005.01.003 . — Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0404480 .
↑ 1 2 Gibson CH, Schild RE Evoluția clusterelor de proto-galaxii la forma lor actuală: teorie și observație . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 Gorbunov D. S., Rubokov V. A. Instabilitatea Jeans în teoria Newtoniană a gravitației // Introducere în teoria Universului timpuriu: Perturbații cosmologice. teoria inflaționistă. - M. : Krasnad, 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. // Introducere în teoria Universului timpuriu: Perturbații cosmologice. teoria inflaționistă. — M. : LKI, 2008. — 552 p. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ L. D. Landau, E. M. Lifshits. Teoria câmpului. - M . : Fizmatlit, 2006. - S. 493-494. - (Fizica teoretica).
↑ Longo Michael J. Detection of a dipol in handedness of spiral galaxies with redshifts z~0.04 . — Literele de fizică B, 2011.
↑ 1 2 Litovka I. I. Idei despre spațiu și timp în Mesopotamia antică din perioada Kassite și Asiriană // Filosofia istoriei. - 2011. - T. 4 . - S. 105-113 .
↑ Kurtik G. E. Cosmologia Mesopotamiei antice // Studii în istoria fizicii și mecanicii. 1995-1997. - M .: Nauka, 1999. - S. 60-75 .
↑ Korostovtsev M. A. - Religia Egiptului Antic Arhivat la 24 septembrie 2015.
↑ Cultural Space of Ancient Egypt - History and Culture of Ancient Egypt Arhivat 9 octombrie 2010.
↑ Litovka I. I. Aspecte problematice ale astronomiei egiptene antice, cronologiei și calendarului // Filosofia istoriei. - 2009. - T. 1 . - S. 134-154 .
↑ A. Panekuk. Poeți și filozofi greci // History of Astronomy = A history of astronomy. - al doilea. - M. : URSS, 2010. - 592 p. — (Moștenirea fizico-matematică). — ISBN 978-5-382-01147-9 .
↑ L. Ponomarev. Sub semnul cuanticului. - M. : FIZMATLIT, 2005. - 416 p. — ISBN 5-9221-0653-8 .
↑ BL van der Waerden, Despre mișcarea planetelor după Heraclides din Pont, Arh. Internat. Hist. sci. 28 (103) (1978)
↑ James Evans. Istoria și practica astronomiei antice. — Oxford: Oxford. University Press, 1998, p. 384-392.
↑ K. Taube. Miturile aztecilor și mayei / K. Tkachenko. - M .: Fair-press, 2005.
↑ Enciclopedia mitologiei. Astrologia popoarelor din Mesoamerica . Data accesului: 27 mai 2011. Arhivat din original pe 9 iulie 2012. (nedefinit)
↑ A. I. Davletshin. Note despre reprezentările religios-mitologice în Mezoamerica . Arhivat din original pe 27 decembrie 2009. (nedefinit)
↑ 1 2 Sabra A. I. Revolta andaluza împotriva astronomiei ptolemaice: Averroes și al-Bitrûjî // în: Transformare și tradiție în științe: Eseuri în onoarea lui I. Bernard Cohen. - Cambridge University Press, 1984. - P. 233-253.
↑ Bilenkin D. A. Mod de gândire. - Subțire științifică. aprins. - M .: Det. lit., 1982. - S. 166.
↑ Astronomie . Marea Enciclopedie Sovietică . Consultat la 18 decembrie 2012. Arhivat din original pe 19 decembrie 2012. (nedefinit)
↑ S. K. Toți Sfinții. Cum era cunoscut universul. - M . : Editura de Stat de Literatura Tehnica si Teoretica, 1955. - 49 p.
↑ 1 2 Astronomia Rusiei antice D. O. Svyatsky Arhivat la 12 octombrie 2011.
↑ Koyre A. De la lumea închisă la universul infinit. - M . : Logos, 2001. - S. 2-17.
↑ Barker P. Copernic, globurile și ecuantul. — Sinteză, 1990.
↑ Giordano Bruno. Despre infinit, univers și lumi
↑ Gatti H. Giordano Bruno și Știința Renașterii. - Cornell Univercity Press, 1999. - S. 105-106.
↑ Koire 2001; Granada 2008.
↑ Khramov Yu. A. Fizicieni: Director biografic / Ed. A. I. Akhiezer .. - Ed. al 2-lea, rev. si suplimentare - M. : Nauka , Ediția principală a literaturii fizice și matematice, 1983. - P. 130. - 400 p. - 200.000 de exemplare.
↑ Matvievskaya G.P. Rene Descartes. - M . : Educaţie, 1987. - S. 38. - 79 p. — (Oameni de știință). - 74.000 de exemplare.
↑ Newton I. Principii matematice ale filosofiei naturale / Traducere din latină și note de A. N. Krylov . — M .: Nauka, 1989. — 688 p.
↑ Yu. N. Efremov. constanta Hubble . Astronet . Preluat la 4 octombrie 2010. Arhivat din original la 11 august 2011. (nedefinit)
↑ Star paralax (link indisponibil) . Consultat la 11 aprilie 2013. Arhivat din original pe 21 septembrie 2013. (nedefinit)
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofizică generală. - M. : VEK 2, 2006. - 398 p. - 1500 de exemplare. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Einasto Jaan. The Tale of Dark Matter = Tumeda aine lugu / comp. Mihkel Jõeveer, ed. Urmas Tonisson. — Tumeda aine lugu. - Tartu: Ilmamaa, 2006. - T. 71. - S. 259-415. - (Eesti mõtteloo (Istoria gândirii estoniene)). — ISBN 978-9985-77-192-1 .
↑ Valeri Rubakov . Univers cunoscut și necunoscut // Știință și viață . - 2019. - Nr. 11 . - S. 46-50 . (Rusă)

Literatură

Landau LD , Lifshitz, EMThe Classical Theory of Fields (Curs de fizică teoretică) (engleză) . - a 4-a engleză revizuită. — New York: Pergamon Press, 1975. - P. 358-397. - ISBN 978-0-08-018176-9 .
Liddell HG, Scott R. Un lexicon greco-englez . - Oxford University Press , 1968. - ISBN 978-0-19-864214-5 .
Misner CW , Thorne KS , Wheeler JA Gravitation. —San Francisco: W. H. Freeman, 1973. - P. 703-816. - ISBN 978-0-7167-0344-0 .
Raine DJ, Thomas EG O introducere în știința cosmologiei . — Editura Institutului de Fizică , 2001.
Rindler, W. Relativitatea esențială: specială, generală și cosmologică . - New York: Springer Verlag , 1977. - P. 193-244 . - ISBN 978-0-387-10090-6 .
Universul Smithsonian / Martin Rees. — al 2-lea. - Londra: Dorling Kindersley , 2012. - ISBN 978-0-7566-9841-6 .

Legături

van der Waerden BL Sistemul heliocentric în astronomia greacă, persană și hindusă (engleză) // Analele Academiei de Științe din New York : jurnal. - 1987. - Vol. 500, nr. 1 . - P. 525-545. - doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x . — Cod .

Site-uri tematice

discogs

Dicționare și enciclopedii

În cataloagele bibliografice
BNF : 123747698 GND : 4079154-3 J9U : 987007572655805171 LCCN : sh2010007248 NDL : 00574074 NKC : ph116566

Locația Pământului în spațiul cosmic
Pământ → Sistem solar → Nor local interstelar → Bulă locală → Centura Gould → Brațul Orion → Calea Lactee → Subgrup Calea Lactee → Grup local → Frunză locală → Supercluster local de galaxii → Laniakea → Complexul superclusterului Pești-Cetus → Volum Hubble → Metagalaxie → Univers → ? multivers
Semnul „ → ” înseamnă „inclus în” sau „face parte din”

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie