Universumi objektide suuruste võrdlemine. universumi mastaabis

Kas teadsite, et universumil, mida me vaatleme, on üsna kindlad piirid? Oleme harjunud seostama Universumit millegi lõpmatu ja mõistmatuga. Kaasaegne teadus Universumi "lõpmatuse" küsimusele pakub aga sellisele "ilmselgele" küsimusele hoopis teistsuguse vastuse.

Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt on vaadeldava universumi suurus ligikaudu 45,7 miljardit valgusaastat (ehk 14,6 gigaparsekit). Aga mida need numbrid tähendavad?

Esimene küsimus, mis tavainimesele pähe tuleb, on, kuidas Universum ei saa üldse olla lõpmatu? Näib, et on vaieldamatu, et kõige meie ümber eksisteeriva mahutil ei tohiks olla piire. Kui need piirid on olemas, siis mida need üldse esindavad?

Oletame, et mõni astronaut lendas universumi piiridele. Mida ta enda ees näeb? Tugev sein? Tuletõke? Ja mis on selle taga – tühjus? Teine universum? Kuid kas tühjus või teine ​​Universum võib tähendada, et oleme universumi piiril? See ei tähenda, et "midagi pole". Ka tühjus ja teine ​​universum on “midagi”. Kuid universum on see, mis sisaldab absoluutselt kõike "midagi".

Jõuame absoluutse vastuoluni. Selgub, et Universumi piir peaks meie eest varjama midagi, mis ei peaks olema. Või peaks Universumi piir eraldama “kõik” “millestki”, aga see “miski” peaks olema ka “kõige” osa. Üldiselt täielik absurd. Kuidas saavad teadlased siis väita meie universumi lõplikku suurust, massi ja isegi vanust? Need väärtused, kuigi kujuteldamatult suured, on siiski lõplikud. Kas teadus vaidleb ilmselgele? Selle lahendamiseks vaatame esmalt, kuidas inimesed jõudsid tänapäevase arusaamani universumist.

Piiride laiendamine

Inimest on aegade algusest peale huvitanud, milline on teda ümbritsev maailm. Te ei saa tuua näiteid kolmest vaalast ja muudest iidsete katsetest universumit selgitada. Reeglina taandus kõik lõpuks sellele, et kõigi asjade aluseks on maapealne taevalaotus. Isegi antiikajal ja keskajal, mil astronoomidel olid laialdased teadmised planeetide liikumisseadustest "fikseeritud" taevasfääris, jäi Maa universumi keskpunktiks.

Loomulikult oli isegi Vana-Kreekas neid, kes uskusid, et Maa tiirleb ümber Päikese. Oli neid, kes rääkisid paljudest maailmadest ja universumi lõpmatusest. Kuid nende teooriate konstruktiivsed põhjendused tekkisid alles teadusrevolutsiooni vahetusel.

16. sajandil tegi Poola astronoom Nicolaus Copernicus esimese suurema läbimurde universumi tundmises. Ta tõestas kindlalt, et Maa on vaid üks Päikese ümber tiirlevatest planeetidest. Selline süsteem lihtsustas oluliselt taevasfääri planeetide sellise keeruka ja keeruka liikumise seletust. Statsionaarse Maa puhul pidid astronoomid planeetide sellise käitumise selgitamiseks välja pakkuma kõikvõimalikke geniaalseid teooriaid. Teisest küljest, kui eeldada, et Maa on liikuv, on selliste keeruliste liikumiste seletus loomulik. Seega tugevnes astronoomias uus paradigma, mida nimetatakse heliotsentrismiks.

Paljud päikesed

Kuid isegi pärast seda jätkasid astronoomid universumi piiramist "kinnistähtede sfääriga". Kuni 19. sajandini ei osanud nad hinnata kaugust valgustiteni. Astronoomid on mitu sajandit edutult püüdnud tuvastada tähtede asukoha kõrvalekaldeid Maa orbiidi liikumise suhtes (iga-aastased parallaksid). Tollased tööriistad nii täpseid mõõtmisi teha ei võimaldanud.

Lõpuks, 1837. aastal, mõõtis Vene-Saksa astronoom Vassili Struve parallaksi. See tähistas uut sammu kosmose ulatuse mõistmisel. Nüüd võivad teadlased julgelt väita, et tähed on Päikese kauged sarnasused. Ja meie valgusti pole enam kõige keskpunkt, vaid lõputu täheparve võrdväärne “elanik”.

Astronoomid on universumi ulatuse mõistmisele veelgi lähemale jõudnud, sest kaugused tähtedeni osutusid tõeliselt koletuteks. Isegi planeetide orbiitide suurus tundus selle millegagi võrreldes tühine. Järgmiseks oli vaja aru saada, kuidas tähed on koondunud.

Paljud Linnuteed

Juba 1755. aastal nägi kuulus filosoof Immanuel Kant ette universumi mastaapse struktuuri tänapäevase mõistmise aluseid. Ta oletas, et Linnutee on tohutu pöörlev täheparv. Omakorda on paljud vaadeldavad udukogud ka kaugemad "linnuteed" - galaktikad. Sellele vaatamata järgisid astronoomid kuni 20. sajandini tõsiasja, et kõik udukogud on tähtede tekke allikad ja on osa Linnuteest.

Olukord muutus, kui astronoomid õppisid mõõtma galaktikate vahelisi kaugusi. Seda tüüpi tähtede absoluutne heledus sõltub rangelt nende muutlikkuse perioodist. Võrreldes nende absoluutset heledust nähtavaga, on võimalik suure täpsusega määrata kaugus nendeni. Selle meetodi töötasid välja 20. sajandi alguses Einar Hertzschrung ja Harlow Shelpie. Tänu temale määras Nõukogude astronoom Ernst Epik 1922. aastal Andromeeda kauguse, mis osutus suurusjärgu võrra suuremaks Linnutee suurusest.

Edwin Hubble jätkas Epicu ettevõtmist. Mõõtes tsefeidide heledust teistes galaktikates, mõõtis ta nende kaugust ja võrdles seda nende spektrite punanihkega. Nii töötas ta 1929. aastal välja oma kuulsa seaduse. Tema töö lükkas lõplikult ümber juurdunud seisukoha, et Linnutee on universumi serv. Nüüd oli see üks paljudest galaktikatest, mis olid kunagi pidanud seda lahutamatuks osaks. Kanti hüpotees leidis kinnitust peaaegu kaks sajandit pärast selle väljatöötamist.

Seejärel võimaldas Hubble'i avastatud seos galaktika kauguse vaatlejast ja selle vaatlejast eemaldamise kiiruse vahel koostada tervikliku pildi universumi mastaapsest struktuurist. Selgus, et galaktikad olid sellest vaid väike osa. Nad ühinesid klastriteks, klastrid superparvedeks. Superparved omakorda voldivad kokku universumi suurimateks teadaolevateks struktuurideks – filamentideks ja seinteks. Need struktuurid külgnevad tohutute supervoididega () ja moodustavad praegu teadaoleva universumi suuremahulise struktuuri.

Näiline lõpmatus

Eelnevast järeldub, et vaid mõne sajandiga on teadus järk-järgult lehvinud geotsentrismist tänapäevase arusaama universumist. See aga ei vasta sellele, miks me tänapäeval universumit piirame. Lõppude lõpuks puudutas see siiani ainult kosmose ulatust, mitte selle olemust.

Esimene, kes otsustas universumi lõpmatust õigustada, oli Isaac Newton. Olles avastanud universaalse gravitatsiooniseaduse, uskus ta, et kui ruum oleks lõplik, sulanduksid kõik selle kehad varem või hiljem ühtseks tervikuks. Enne teda, kui keegi väljendas ideed universumi lõpmatusest, oli see ainult filosoofilises võtmes. Ilma igasuguse teadusliku põhjenduseta. Selle näiteks on Giordano Bruno. Muide, nagu Kant, edestas ta teadusest paljude sajanditega. Ta kuulutas esimesena, et tähed on kauged päikesed ja nende ümber tiirlevad ka planeedid.

Näib, et lõpmatuse tõsiasi on üsna mõistlik ja ilmne, kuid 20. sajandi teaduse pöördepunktid raputasid seda "tõde".

Statsionaarne universum

Esimese olulise sammu universumi kaasaegse mudeli väljatöötamise suunas tegi Albert Einstein. Kuulus füüsik tutvustas oma statsionaarse universumi mudelit 1917. aastal. See mudel põhines üldisel relatiivsusteoorial, mille ta töötas välja aasta varem. Tema mudeli järgi on universum ajas lõpmatu ja ruumis lõplik. Kuid lõppude lõpuks, nagu varem märgitud, peab Newtoni sõnul piiratud suurusega universum kokku varisema. Selleks võttis Einstein kasutusele kosmoloogilise konstandi, mis kompenseeris kaugete objektide gravitatsioonilist külgetõmmet.

Ükskõik kui paradoksaalselt see ka ei kõlaks, Einstein ei piiranud universumi lõplikkust. Tema arvates on Universum hüpersfääri suletud kest. Analoogia on tavalise kolmemõõtmelise sfääri, näiteks maakera või Maa pind. Ükskõik kui palju reisija mööda Maad ka ei reisiks, ei jõua ta kunagi selle servani. See aga ei tähenda, et Maa on lõpmatu. Reisija naaseb lihtsalt kohta, kust ta oma teekonda alustas.

Hüpersfääri pinnal

Samamoodi võib kosmoserändur, kes ületab tähelaeval Einsteini universumi, naasta tagasi Maale. Ainult seekord ei liigu rändaja mitte sfääri kahemõõtmelisel pinnal, vaid hüpersfääri kolmemõõtmelisel pinnal. See tähendab, et universumil on piiratud ruumala ja seega ka piiratud arv tähti ja mass. Universumil pole aga mingeid piire ega keset.

Einstein jõudis sellistele järeldustele, ühendades oma kuulsas teoorias ruumi, aja ja gravitatsiooni. Enne teda peeti neid mõisteid eraldiseisvaks, mistõttu oli Universumi ruum puhtalt eukleidiline. Einstein tõestas, et gravitatsioon ise on aegruumi kõverus. See muutis radikaalselt varaseid ideid universumi olemuse kohta, mis põhinesid klassikalisel Newtoni mehaanil ja eukleidilisel geomeetrial.

Laienev universum

Isegi "uue universumi" avastajale ei olnud pettekujutelmad võõrad. Einstein, kuigi ta piiras universumit ruumis, pidas ta seda jätkuvalt staatiliseks. Tema mudeli järgi oli ja jääb universum igaveseks ning selle suurus jääb alati samaks. 1922. aastal laiendas Nõukogude füüsik Aleksander Fridman seda mudelit oluliselt. Tema arvutuste kohaselt pole universum üldse staatiline. See võib aja jooksul laieneda või kahaneda. On tähelepanuväärne, et Friedman jõudis sellise mudelini sama relatiivsusteooria põhjal. Tal õnnestus seda teooriat õigemini rakendada, minnes kosmoloogilisest konstandist mööda.

Albert Einstein ei võtnud sellist "parandust" kohe omaks. Selle uue mudeli appi tuli varem mainitud Hubble'i avastus. Galaktikate majanduslangus tõestas vaieldamatult Universumi paisumise fakti. Seega pidi Einstein oma viga tunnistama. Nüüd oli universumil teatud vanus, mis sõltub rangelt Hubble'i konstandist, mis iseloomustab selle paisumise kiirust.

Kosmoloogia edasiarendus

Kui teadlased püüdsid seda probleemi lahendada, avastati palju muid olulisi Universumi komponente ja töötati välja selle erinevaid mudeleid. Nii tutvustas Georgy Gamow 1948. aastal "kuuma universumi" hüpoteesi, mis hiljem muutus suure paugu teooriaks. 1965. aasta avastus kinnitas tema kahtlusi. Nüüd said astronoomid jälgida valgust, mis tuli hetkest, mil universum muutus läbipaistvaks.

Tumeaine, mille ennustas 1932. aastal Fritz Zwicky, leidis kinnitust 1975. aastal. Tumeaine seletab tegelikult galaktikate, galaktikaparvede olemasolu ja universumi kui terviku struktuuri. Nii said teadlased teada, et suurem osa universumi massist on täiesti nähtamatu.

Lõpuks avastati 1998. aastal kauguse uurimisel, et universum paisub kiirendusega. See järgmine pöördepunkt teaduses andis aluse tänapäevasele arusaamale universumi olemusest. Einsteini poolt kasutusele võetud ja Friedmanni poolt ümber lükatud kosmoloogiline koefitsient leidis taas oma koha Universumi mudelis. Kosmoloogilise koefitsiendi (kosmoloogilise konstandi) olemasolu seletab selle kiirenenud paisumist. Kosmoloogilise konstandi olemasolu selgitamiseks võeti kasutusele mõiste – hüpoteetiline väli, mis sisaldab suuremat osa Universumi massist.

Praegune ettekujutus vaadeldava universumi suurusest

Universumi praegust mudelit nimetatakse ka ΛCDM mudeliks. Täht "Λ" tähendab kosmoloogilise konstandi olemasolu, mis seletab universumi kiirenenud paisumist. "CDM" tähendab, et universum on täidetud külma tumeainega. Hiljutised uuringud näitavad, et Hubble'i konstant on umbes 71 (km/s)/Mpc, mis vastab Universumi vanusele 13,75 miljardit aastat. Teades Universumi vanust, saame hinnata selle vaadeldava piirkonna suurust.

Relatiivsusteooria järgi ei saa informatsioon ühegi objekti kohta jõuda vaatlejani valguse kiirusest suurema kiirusega (299792458 m/s). Selgub, et vaatleja ei näe mitte ainult objekti, vaid ka selle minevikku. Mida kaugemal objekt sellest on, seda kaugem minevik see paistab. Näiteks Kuud vaadates näeme nii, nagu see oli veidi rohkem kui sekund tagasi, Päikest - rohkem kui kaheksa minutit tagasi, lähimaid tähti - aastaid, galaktikaid - miljoneid aastaid tagasi jne. Einsteini statsionaarses mudelis ei ole Universumil vanusepiirangut, mis tähendab, et ka tema vaadeldav piirkond ei ole millegagi piiratud. Üha arenenumate astronoomiliste instrumentidega relvastatud vaatleja hakkab vaatlema üha kaugemaid ja iidsemaid objekte.

Universumi kaasaegse mudeliga on meil teistsugune pilt. Selle järgi on Universumil vanus ja sellest ka vaatluspiir. See tähendab, et alates universumi sünnist poleks ühelgi footonil olnud aega läbida pikemat vahemaad kui 13,75 miljardit valgusaastat. Selgub, et võime öelda, et vaadeldav Universum on vaatlejast piiratud sfäärilise piirkonnaga, mille raadius on 13,75 miljardit valgusaastat. See pole aga päris tõsi. Ärge unustage universumi ruumi laienemist. Kuni footon vaatlejani jõuab, on seda kiirganud objekt meist juba 45,7 miljardi valgusaasta kaugusel. aastat. See suurus on osakeste horisont ja see on vaadeldava universumi piir.

Üle silmapiiri

Seega on vaadeldava universumi suurus jagatud kahte tüüpi. Näiv suurus, mida nimetatakse ka Hubble'i raadiuseks (13,75 miljardit valgusaastat). Ja tegelik suurus, mida nimetatakse osakeste horisondiks (45,7 miljardit valgusaastat). On oluline, et need mõlemad horisondid ei iseloomusta sugugi Universumi tegelikku suurust. Esiteks sõltuvad need vaatleja asukohast ruumis. Teiseks muutuvad need aja jooksul. ΛCDM mudeli puhul laieneb osakeste horisont kiirusega, mis on suurem kui Hubble’i horisont. Küsimusele, kas see suundumus tulevikus muutub, kaasaegne teadus vastust ei anna. Kui aga eeldada, et universum jätkab kiirendusega paisumist, siis kõik need objektid, mida praegu näeme, kaovad varem või hiljem meie “vaateväljast”.

Siiani on astronoomide poolt vaadeldud kõige kaugem valgus CMB. Seda uurides näevad teadlased universumit sellisena, nagu see oli 380 000 aastat pärast Suurt Pauku. Sel hetkel jahtus Universum nii palju, et suutis kiirata vabu footoneid, mida tänapäeval raadioteleskoopide abil kinni püütakse. Sel ajal ei olnud Universumis tähti ega galaktikaid, vaid ainult pidev pilv, mis koosnes vesinikust, heeliumist ja tühisest kogusest muudest elementidest. Selles pilves täheldatud ebahomogeensusest moodustuvad hiljem galaktikaparved. Selgub, et just need objektid, mis tekivad kosmilise mikrolaine taustkiirguse ebahomogeensustest, asuvad osakeste horisondile kõige lähemal.

Tõelised piirid

See, kas universumil on tõesed, jälgimatud piirid, on endiselt pseudoteaduslike spekulatsioonide objekt. Nii või teisiti koonduvad kõik Universumi lõpmatusele, kuid nad tõlgendavad seda lõpmatust täiesti erineval viisil. Mõned peavad Universumit mitmemõõtmeliseks, kus meie "kohalik" kolmemõõtmeline Universum on vaid üks selle kihtidest. Teised ütlevad, et universum on fraktal, mis tähendab, et meie kohalik universum võib olla mõne teise osake. Ärge unustage Multiversumi erinevaid mudeleid oma suletud, avatud, paralleelsete universumite ja ussiaukudega. Ja veel palju-palju erinevaid versioone, mille arvu piirab vaid inimese kujutlusvõime.

Aga kui lülitame sisse külma realismi või lihtsalt eemaldume kõigist nendest hüpoteesidest, siis võime eeldada, et meie universum on kõigi tähtede ja galaktikate lõputu homogeenne konteiner. Veelgi enam, igas väga kauges punktis, olgu see siis miljardite gigaparsekkide kaupa meist, on kõik tingimused täpselt samad. Sel hetkel on osakeste horisont ja Hubble'i sfäär täpselt samad, nende servas on sama reliktkiirgus. Ümberringi on samad tähed ja galaktikad. Huvitaval kombel ei ole see vastuolus universumi paisumisega. Lõppude lõpuks ei paisu mitte ainult universum, vaid selle ruum. Asjaolu, et suure paugu hetkel tekkis Universum ühest punktist, viitab vaid sellele, et tol ajal olnud lõpmatult väikesed (praktiliselt null) suurused on nüüdseks muutunud kujuteldamatult suurteks. Tulevikus kasutame seda hüpoteesi, et selgelt mõista vaadeldava universumi ulatust.

Visuaalne esitus

Erinevad allikad pakuvad igasuguseid visuaalseid mudeleid, mis võimaldavad inimestel mõista universumi ulatust. Siiski ei piisa sellest, et mõistaksime, kui suur on kosmos. Oluline on mõista, kuidas sellised mõisted nagu Hubble'i horisont ja osakeste horisont tegelikult avalduvad. Selleks kujutame oma mudelit samm-sammult ette.

Unustagem, et tänapäeva teadus ei tea Universumi "võõrast" piirkonnast. Kui jätta kõrvale versioonid multiversumite, fraktaaluniversumi ja selle teiste "sortide" kohta, kujutame ette, et see on lihtsalt lõpmatu. Nagu varem märgitud, ei ole see vastuolus selle ruumi laiendamisega. Muidugi võtame arvesse asjaolu, et selle Hubble'i sfäär ja osakeste sfäär on vastavalt 13,75 ja 45,7 miljardit valgusaastat.

Universumi mastaap

Vajutage START nuppu ja avastage uus, tundmatu maailm!
Alustuseks proovime mõista, kui suured on universaalsed kaalud. Kui olete meie planeedil ringi reisinud, võite hästi ette kujutada, kui suur on Maa meie jaoks. Kujutage nüüd ette meie planeeti tatraterana, mis liigub poole jalgpalliväljaku suurusel orbiidil ümber arbuusi-Päikese. Sel juhul vastab Neptuuni orbiit väikese linna suurusele, piirkond - Kuule, Päikese mõju piiri ala - Marsile. Selgub, et meie päikesesüsteem on Maast sama palju suurem kui Marss tatrast! Kuid see on alles algus.

Kujutage nüüd ette, et see tatar on meie süsteem, mille suurus on ligikaudu võrdne ühe parsekiga. Siis on Linnutee kahe jalgpallistaadioni suurune. Sellest meile aga ei piisa. Peame vähendama Linnutee sentimeetri suuruseks. See hakkab kuidagi meenutama kohvivahtu, mis on mähitud mullivanni keset kohvimustast galaktikatevahelist ruumi. Kahekümne sentimeetri kaugusel sellest asub sama spiraalne "beebi" - Andromeeda udukogu. Nende ümber on meie kohalikus klastris väikeste galaktikate sülem. Meie universumi näiv suurus on 9,2 kilomeetrit. Oleme aru saanud universaalsetest mõõtmetest.

Universaalse mulli sees

Siiski ei piisa sellest, et mõistaksime skaala ennast. Oluline on Universumit dünaamikas realiseerida. Kujutage end ette hiiglastena, kelle jaoks on Linnutee sentimeetrine läbimõõt. Nagu äsja märgitud, leiame end palli seest, mille raadius on 4,57 ja läbimõõt 9,24 kilomeetrit. Kujutage ette, et me suudame selle palli sees hõljuda, reisida, ületades sekundiga terveid megaparsekke. Mida me näeme, kui meie universum on lõpmatu?

Muidugi ilmub meie ette lugematu arv igasuguseid galaktikaid. Elliptilised, spiraalsed, ebakorrapärased. Mõned alad kubisevad neist, teised jäävad tühjaks. Peamine omadus on see, et visuaalselt on nad kõik liikumatud, samas kui meie oleme liikumatud. Kuid niipea, kui astume sammu, hakkavad galaktikad ise liikuma. Näiteks kui suudame näha mikroskoopilist päikesesüsteemi sentimeetrisel Linnuteel, saame jälgida selle arengut. Olles oma galaktikast 600 meetrit eemale liikunud, näeme tekkehetkel Päikese prototähte ja protoplanetaarset ketast. Sellele lähenedes näeme, kuidas ilmub Maa, sünnib elu ja ilmub inimene. Samamoodi näeme, kuidas galaktikad muutuvad ja liiguvad, kui me neile eemaldume või neile läheneme.

Järelikult, mida kaugematesse galaktikatesse me vaatame, seda iidsemad need meie jaoks on. Nii et kõige kaugemad galaktikad asuvad meist kaugemal kui 1300 meetrit ja 1380 meetri pöördel näeme juba reliktkiirgust. Tõsi, see vahemaa jääb meie jaoks kujuteldavaks. KMA-le lähemale jõudes näeme aga huvitavat pilti. Loomulikult jälgime, kuidas galaktikad tekivad ja arenevad esialgsest vesinikupilvest. Kui jõuame ühte neist moodustunud galaktikatest, saame aru, et oleme ületanud mitte 1,375 kilomeetrit, vaid kõik 4,57.

Vähendamine

Selle tulemusena suurendame suurust veelgi. Nüüd saame terved tühimikud ja seinad rusikasse asetada. Seega leiame end üsna väikesest mullist, millest on võimatu välja tulla. Mitte ainult kaugus mulli serval olevate objektideni ei suurene nende lähenedes, vaid ka serv ise liigub lõputult. See on kogu vaadeldava universumi suuruse mõte.

Ükskõik kui suur universum ka poleks, jääb see vaatleja jaoks alati piiratud mulliks. Vaatleja on alati selle mulli keskmes, tegelikult on ta selle mulli keskpunkt. Püüdes jõuda mõnele mulli serval olevale objektile, nihutab vaatleja selle keskpunkti. Objektile lähenedes liigub see objekt mulli servast üha kaugemale ja samal ajal muutub. Näiteks vormitust vesinikupilvest muutub see täisväärtuslikuks galaktikaks või veelgi galaktikaparveks. Lisaks sellele suureneb tee sellele objektile lähenedes, kuna ümbritsev ruum ise muutub. Selle objektini jõudes liigutame selle ainult mulli servast selle keskele. Universumi serval hakkab ka reliktkiirgus vilkuma.

Kui eeldada, et Universum jätkab paisumist kiirendatud kiirusega, siis olles mulli keskmes ja keerledes aega miljardeid, triljoneid ja veelgi kõrgemaid aastaid ees, märkame veelgi huvitavamat pilti. Kuigi ka meie mulli suurus suureneb, eemalduvad selle muteeruvad komponendid meist veelgi kiiremini, jättes selle mulli serva, kuni kõik Universumi osakesed oma üksikus mullis lahku lähevad, ilma et nad saaksid teiste osakestega suhelda.

Niisiis, kaasaegsel teadusel puudub teave selle kohta, millised on universumi tegelikud mõõtmed ja kas sellel on piire. Kuid me teame kindlalt, et vaadeldaval universumil on nähtav ja tõeline piir, mida nimetatakse vastavalt Hubble'i raadiuseks (13,75 miljardit valgusaastat) ja osakeste raadiuseks (45,7 miljardit valgusaastat). Need piirid sõltuvad täielikult vaatleja asukohast ruumis ja laienevad aja jooksul. Kui Hubble'i raadius paisub rangelt valguse kiirusel, siis osakeste horisondi laienemine kiireneb. Küsimus, kas selle osakeste horisondi kiirendus jätkub ja muutub kokkutõmbumiseks, jääb lahtiseks.

> universumi mastaabis

Kasutage võrgus universumi interaktiivne skaala: Universumi tegelikud mõõtmed, kosmoseobjektide, planeetide, tähtede, parvede, galaktikate võrdlus.

Me kõik mõtleme dimensioonidele üldiselt, näiteks teisele reaalsusele või meie ettekujutusele meid ümbritsevast keskkonnast. See on aga vaid osa sellest, mis mõõtmised tegelikult on. Ja ennekõike olemasolev arusaam universumi skaalade mõõtmised on parim füüsikas kirjeldatust.

Füüsikud eeldavad, et mõõtmised on lihtsalt universumi skaala tajumise erinevad tahud. Näiteks neli esimest mõõdet hõlmavad pikkust, laiust, kõrgust ja aega. Kvantfüüsika järgi on aga ka teisi mõõtmeid, mis kirjeldavad universumi ja võib-olla ka kõigi universumite olemust. Paljud teadlased usuvad, et praegu on umbes 10 dimensiooni.

Universumi interaktiivne skaala

Universumi skaala mõõtmine

Esimene mõõde, nagu juba mainitud, on pikkus. Ühemõõtmelise objekti hea näide on sirgjoon. Sellel real on ainult pikkuse mõõt. Teine mõõde on laius. See mõõde hõlmab ka pikkust, kahemõõtmelise objekti hea näide oleks võimatult õhuke tasapind. Kahemõõtmelisi asju saab näha ainult ristlõikes.

Kolmas dimensioon hõlmab kõrgust ja see on mõõde, millega oleme kõige paremini tuttavad. Koos pikkuse ja laiusega on see mõõtmete poolest universumi kõige nähtavam osa. Parim füüsiline vorm selle mõõtme kirjeldamiseks on kuup. Kolmas mõõde eksisteerib siis, kui pikkus, laius ja kõrgus ristuvad.

Nüüd lähevad asjad veidi keerulisemaks, sest ülejäänud 7 dimensiooni on seotud mittemateriaalsete mõistetega, mida me ei saa otseselt jälgida, kuid me teame, et need on olemas. Neljas dimensioon on aeg. See on erinevus mineviku, oleviku ja tuleviku vahel. Seega oleks neljanda dimensiooni parim kirjeldus kronoloogia.

Teised dimensioonid käsitlevad tõenäosusi. Viies ja kuues dimensioon on seotud tulevikuga. Kvantfüüsika järgi võib olla suvaline arv võimalikke tulevikku, kuid on ainult üks tulemus ja selle põhjuseks on valik. Viies ja kuues dimensioon on seotud kõigi nende tõenäosuste bifurkatsiooniga (muutus, hargnemine). Sisuliselt, kui saaksite juhtida viiendat ja kuuendat dimensiooni, võiksite minna ajas tagasi või külastada erinevaid tulevikku.

Mõõtmed 7 kuni 10 on seotud universumi ja selle skaalaga. Need põhinevad asjaolul, et universumeid on mitu ja igaühel neist on oma reaalsuse mõõtmise jada ja võimalikud tulemused. Kümnes ja viimane mõõde on tegelikult üks kõigi universumite võimalikest tulemustest.