Universumin esineiden kokojen vertailu. Universumin mittakaava

Tiesitkö, että havaitsemallamme maailmankaikkeudella on melko selvät rajat? Olemme tottuneet yhdistämään universumin johonkin äärettömään ja käsittämättömään. Nykytiede, kun kysytään maailmankaikkeuden "äärettömyydestä", tarjoaa kuitenkin täysin erilaisen vastauksen tällaiseen "ilmeiseen" kysymykseen.

Nykyaikaisten käsitysten mukaan havaittavan maailmankaikkeuden koko on noin 45,7 miljardia valovuotta (tai 14,6 gigaparsekkia). Mutta mitä nämä luvut tarkoittavat?

Ensimmäinen kysymys, joka tulee tavallisen ihmisen mieleen, on, kuinka universumi ei voi olla ääretön? Vaikuttaa siltä, ​​että on kiistatonta, että kaiken ympärillämme olevan säiliöllä ei pitäisi olla rajoja. Jos nämä rajat ovat olemassa, mitä ne tarkalleen ovat?

Oletetaan, että joku astronautti saavuttaa maailmankaikkeuden rajat. Mitä hän näkee edessään? Kiinteä seinä? Paloeste? Ja mitä sen takana on - tyhjyys? Toinen universumi? Mutta voiko tyhjyys tai toinen universumi tarkoittaa, että olemme maailmankaikkeuden rajalla? Loppujen lopuksi tämä ei tarkoita, että siellä ei olisi "mitään". Tyhjyys ja toinen universumi ovat myös "jotain". Mutta universumi on jotain, joka sisältää ehdottomasti kaiken "jotain".

Saavumme ehdoton ristiriita. Osoittautuu, että maailmankaikkeuden rajan täytyy kätkeä meiltä jotain, mitä ei pitäisi olla. Tai universumin rajan pitäisi eristää "kaikki" "jostakin", mutta tämän "jonkin" tulisi myös olla osa "kaikkia". Yleisesti ottaen täyttä absurdia. Kuinka tiedemiehet voivat sitten ilmoittaa universumimme rajoittavan koon, massan ja jopa iän? Nämä arvot, vaikkakin käsittämättömän suuria, ovat silti rajallisia. Väittääkö tiede ilmeisen kanssa? Tämän ymmärtämiseksi jäljitetään ensin, kuinka ihmiset päätyivät nykyaikaiseen ymmärryksemme maailmankaikkeudesta.

Laajentaa rajoja

Muinaisista ajoista lähtien ihmiset ovat olleet kiinnostuneita siitä, millainen maailma heidän ympärillään on. Ei ole tarpeen antaa esimerkkejä kolmesta pilarista ja muista muinaisten yrityksistä selittää maailmankaikkeutta. Yleensä loppujen lopuksi kaikki johtui siitä, että kaiken perusta on maan pinta. Jopa antiikin ja keskiajan aikoina, jolloin tähtitieteilijöillä oli laajat tiedot planeettojen liikkeen laeista "kiinteää" taivaanpalloa pitkin, maa pysyi maailmankaikkeuden keskipisteenä.

Luonnollisesti jopa muinaisessa Kreikassa oli niitä, jotka uskoivat, että maa pyörii Auringon ympäri. Oli niitä, jotka puhuivat monista maailmoista ja maailmankaikkeuden äärettömyydestä. Mutta rakentavat perustelut näille teorioille syntyivät vasta tieteellisen vallankumouksen vaihteessa.

Puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus teki 1500-luvulla ensimmäisen suuren läpimurron maailmankaikkeuden tuntemisessa. Hän osoitti lujasti, että Maa on vain yksi Auringon ympäri kiertävistä planeetoista. Tällainen järjestelmä yksinkertaisti suuresti selitystä niin monimutkaisesta ja monimutkaisesta planeettojen liikkeestä taivaalla. Kun kyseessä oli paikallaan oleva maa, tähtitieteilijät joutuivat keksimään kaikenlaisia ​​älykkäitä teorioita selittääkseen planeettojen käyttäytymisen. Toisaalta, jos Maa hyväksytään liikkuvaksi, selitys sellaisille monimutkaisille liikkeille tulee luonnollisesti. Siten tähtitiedessä syntyi uusi paradigma nimeltä "heliosentrismi".

Monet aurinkot

Kuitenkin tämänkin jälkeen tähtitieteilijät jatkoivat universumin rajoittamista "kiinteiden tähtien sfääriin". 1800-luvulle asti he eivät pystyneet arvioimaan etäisyyttä tähtiin. Tähtitieteilijät ovat useiden vuosisatojen ajan yrittäneet turhaan havaita poikkeamia tähtien sijainnissa suhteessa Maan kiertoradan liikkeeseen (vuosittaiset parallaksit). Tuon ajan instrumentit eivät sallineet niin tarkkoja mittauksia.

Lopulta vuonna 1837 venäläis-saksalainen tähtitieteilijä Vasily Struve mittasi parallaksin. Tämä merkitsi uutta askelta avaruuden mittakaavan ymmärtämisessä. Nyt tiedemiehet voivat turvallisesti sanoa, että tähdet ovat kaukana yhtäläisyyksistä Auringon kanssa. Valaisimemme ei ole enää kaiken keskipiste, vaan loputtoman tähtijoukon tasavertainen ”asukas”.

Tähtitieteilijät ovat tulleet entistä lähemmäksi maailmankaikkeuden mittakaavan ymmärtämistä, koska etäisyydet tähtiin osoittautuivat todella hirviömäisiksi. Jopa planeettojen kiertoradan koko vaikutti merkityksettömältä siihen verrattuna. Seuraavaksi piti ymmärtää, miten tähdet ovat keskittyneet.

Monet Linnunradat

Kuuluisa filosofi Immanuel Kant odotti universumin laajamittaisen rakenteen modernin ymmärryksen perustaa jo vuonna 1755. Hän arveli, että Linnunrata on valtava pyörivä tähtijoukko. Monet havaituista sumuista puolestaan ​​ovat myös kauempana olevia "linnunteitä" - galakseja. Tästä huolimatta tähtitieteilijät uskoivat 1900-luvulle asti, että kaikki sumut ovat tähtien muodostumisen lähteitä ja ovat osa Linnunrataa.

Tilanne muuttui, kun tähtitieteilijät oppivat mittaamaan galaksien välisiä etäisyyksiä käyttämällä . Tämän tyyppisten tähtien absoluuttinen kirkkaus riippuu tiukasti niiden vaihtelujaksosta. Vertaamalla niiden absoluuttista kirkkautta näkyvään, on mahdollista määrittää etäisyys niihin suurella tarkkuudella. Tämän menetelmän kehittivät 1900-luvun alussa Einar Hertzschrung ja Harlow Scelpi. Hänen ansiostaan ​​Neuvostoliiton tähtitieteilijä Ernst Epic vuonna 1922 määritti etäisyyden Andromedaan, joka osoittautui suuruusluokkaa suuremmiksi kuin Linnunradan koko.

Edwin Hubble jatkoi Epicin aloitetta. Mittaamalla kefeidien kirkkautta muissa galakseissa hän mittasi niiden etäisyyden ja vertasi sitä niiden spektrien punasiirtymään. Joten vuonna 1929 hän kehitti kuuluisan lakinsa. Hänen työnsä kumosi lopullisesti vakiintuneen näkemyksen siitä, että Linnunrata on maailmankaikkeuden reuna. Nyt se oli yksi monista galakseista, joita aikoinaan pidettiin osana sitä. Kantin hypoteesi vahvistettiin lähes kaksi vuosisataa sen kehittämisen jälkeen.

Myöhemmin Hubblen löytämä yhteys galaksin etäisyyden välillä tarkkailijasta suhteessa sen poistumisnopeuteen teki mahdolliseksi piirtää täydellisen kuvan universumin laajamittaisesta rakenteesta. Kävi ilmi, että galaksit olivat vain merkityksetön osa sitä. Ne yhdistyivät klustereiksi, klusterit superklusteriksi. Superklusterit puolestaan ​​muodostavat maailmankaikkeuden suurimmat tunnetut rakenteet - langat ja seinät. Nämä rakenteet valtavien supertyhjiöiden () vieressä muodostavat tällä hetkellä tunnetun universumin laajamittaisen rakenteen.

Näennäinen äärettömyys

Yllä olevasta seuraa, että vain muutamassa vuosisadassa tiede on vähitellen heilunut geosentrismistä nykyaikaiseen maailmankaikkeuden ymmärrykseen. Tämä ei kuitenkaan vastaa siihen, miksi rajoitamme maailmankaikkeutta nykyään. Puhuimmehan tähän asti vain tilan mittakaavasta, emme sen luonteesta.

Ensimmäinen, joka päätti oikeuttaa maailmankaikkeuden äärettömyyden, oli Isaac Newton. Löydettyään universaalin painovoiman lain hän uskoi, että jos avaruus olisi äärellinen, kaikki sen ruumiit sulautuisivat ennemmin tai myöhemmin yhdeksi kokonaisuudeksi. Ennen häntä, jos joku ilmaisi ajatuksen maailmankaikkeuden äärettömyydestä, se oli yksinomaan filosofista. Ilman tieteellistä perustetta. Esimerkki tästä on Giordano Bruno. Muuten, kuten Kant, hän oli monia vuosisatoja tieteen edellä. Hän julisti ensimmäisenä, että tähdet ovat kaukaisia ​​aurinkoja ja planeetat pyörivät myös niiden ympärillä.

Vaikuttaa siltä, ​​että itse äärettömyyden tosiasia on varsin perusteltu ja ilmeinen, mutta 1900-luvun tieteen käännekohdat ravistelivat tätä "totuutta".

Kiinteä universumi

Albert Einstein otti ensimmäisen merkittävän askeleen kohti nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kehittämistä. Kuuluisa fyysikko esitteli mallinsa kiinteästä universumista vuonna 1917. Tämä malli perustui yleiseen suhteellisuusteoriaan, jonka hän oli kehittänyt vuotta aiemmin. Hänen mallinsa mukaan universumi on ajallisesti ääretön ja avaruudessa äärellinen. Mutta kuten aiemmin todettiin, Newtonin mukaan rajallisen kokoisen maailmankaikkeuden täytyy romahtaa. Tätä varten Einstein otti käyttöön kosmologisen vakion, joka kompensoi kaukaisten kohteiden vetovoimaa.

Riippumatta siitä, kuinka paradoksaalista se kuulostaa, Einstein ei rajoittunut universumin äärellisyyttä. Hänen mielestään universumi on hyperpallon suljettu kuori. Analogia on tavallisen kolmiulotteisen pallon pinta, esimerkiksi maapallo tai maa. Riippumatta siitä, kuinka paljon matkustaja matkustaa maan halki, hän ei koskaan saavuta sen reunaa. Tämä ei kuitenkaan tarkoita, että maapallo olisi ääretön. Matkustaja yksinkertaisesti palaa paikkaan, josta hän aloitti matkansa.

Hypersfäärin pinnalla

Samalla tavalla avaruusvaeltaja, joka kulkee tähtialuksella Einsteinin universumin läpi, voi palata takaisin Maahan. Vain tällä kertaa vaeltaja ei liiku pallon kaksiulotteista pintaa pitkin, vaan hyperpallon kolmiulotteista pintaa pitkin. Tämä tarkoittaa, että maailmankaikkeudella on äärellinen tilavuus ja siksi äärellinen määrä tähtiä ja massaa. Universumilla ei kuitenkaan ole rajoja eikä keskustaa.

Einstein tuli näihin johtopäätöksiin yhdistämällä tilan, ajan ja painovoiman kuuluisassa teoriassaan. Ennen häntä näitä käsitteitä pidettiin erillisinä, minkä vuoksi universumin avaruus oli puhtaasti euklidinen. Einstein osoitti, että painovoima itsessään on aika-avaruuden kaarevuus. Tämä muutti radikaalisti varhaisia ​​käsityksiä universumin luonteesta, joka perustui klassiseen newtonilaiseen mekaniikkaan ja euklidiseen geometriaan.

Laajentuva Universumi

Jopa "uuden universumin" löytäjä ei itse ollut harhaluuloille vieras. Vaikka Einstein rajoitti maailmankaikkeutta avaruudessa, hän piti sitä edelleen staattisena. Hänen mallinsa mukaan maailmankaikkeus oli ja pysyy ikuisena, ja sen koko pysyy aina samana. Vuonna 1922 Neuvostoliiton fyysikko Alexander Friedman laajensi tätä mallia merkittävästi. Hänen laskelmiensa mukaan universumi ei ole ollenkaan staattinen. Se voi laajeta tai supistua ajan myötä. On huomionarvoista, että Friedman päätyi tällaiseen malliin, joka perustuu samaan suhteellisuusteoriaan. Hän onnistui soveltamaan tätä teoriaa oikeammin ohittaen kosmologisen vakion.

Albert Einstein ei heti hyväksynyt tätä "muutosta". Tämä uusi malli tuli aiemmin mainitun Hubblen löydön avuksi. Galaksien taantuma osoitti kiistattomasti maailmankaikkeuden laajenemisen. Joten Einsteinin oli myönnettävä virheensä. Nyt universumilla oli tietty ikä, joka riippuu tiukasti Hubble-vakiosta, joka kuvaa sen laajenemisnopeutta.

Kosmologian jatkokehitys

Kun tutkijat yrittivät ratkaista tämän kysymyksen, monia muita tärkeitä universumin komponentteja löydettiin ja siitä kehitettiin erilaisia ​​malleja. Joten vuonna 1948 George Gamow esitteli "kuuma universumi" -hypoteesin, joka myöhemmin muuttui alkuräjähdysteoriaksi. Vuonna 1965 tehty löytö vahvisti hänen epäilynsä. Nyt tähtitieteilijät saattoivat tarkkailla valoa, joka tuli hetkestä, jolloin universumi muuttui läpinäkyväksi.

Pimeä aine, jonka Fritz Zwicky ennusti vuonna 1932, vahvistettiin vuonna 1975. Pimeä aine itse asiassa selittää galaksien, galaksiklusterien ja itse universaalin rakenteen olemassaolon kokonaisuutena. Näin tiedemiehet oppivat, että suurin osa maailmankaikkeuden massasta on täysin näkymätöntä.

Lopulta vuonna 1998 etäisyyttä tutkittaessa havaittiin, että maailmankaikkeus laajenee kiihtyvästi. Tämä tieteen viimeisin käännekohta synnytti nykyaikaisen ymmärryksemme maailmankaikkeuden luonteesta. Einsteinin esittelemä ja Friedmanin kumoama kosmologinen kerroin löysi jälleen paikkansa universumin mallissa. Kosmologisen kertoimen (kosmologisen vakion) läsnäolo selittää sen kiihtyneen laajenemisen. Kosmologisen vakion olemassaolon selittämiseksi otettiin käyttöön käsite hypoteettisesta kentästä, joka sisältää suurimman osan maailmankaikkeuden massasta.

Nykyaikainen käsitys havaittavan maailmankaikkeuden koosta

Modernia maailmankaikkeuden mallia kutsutaan myös ΛCDM-malliksi. Kirjain "Λ" tarkoittaa kosmologisen vakion olemassaoloa, mikä selittää universumin kiihtyneen laajenemisen. "CDM" tarkoittaa, että maailmankaikkeus on täynnä kylmää pimeää ainetta. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että Hubblen vakio on noin 71 (km/s)/Mpc, mikä vastaa maailmankaikkeuden ikää 13,75 miljardia vuotta. Kun tiedämme maailmankaikkeuden iän, voimme arvioida sen havaittavan alueen koon.

Suhteellisuusteorian mukaan tieto mistään kohteesta ei voi saavuttaa tarkkailijaa valon nopeutta (299 792 458 m/s) suuremmalla nopeudella. Osoittautuu, että tarkkailija ei näe vain esinettä, vaan sen menneisyyttä. Mitä kauempana esine on hänestä, sitä kauempaa hän katsoo menneisyyteen. Esimerkiksi kuuta katsomalla näemme sellaisena kuin se oli hieman yli sekunti sitten, Auringon - yli kahdeksan minuuttia sitten, lähimmät tähdet - vuosia, galaksit - miljoonia vuosia sitten jne. Einsteinin stationaarisessa mallissa universumilla ei ole ikärajaa, mikä tarkoittaa, että sen havaittavaa aluetta ei myöskään rajoita mikään. Yhä kehittyneemmillä tähtitieteellisillä välineillä aseistettu tarkkailija tarkkailee yhä kauempana olevia ja muinaisempia kohteita.

Meillä on erilainen kuva nykyaikaisen maailmankaikkeuden mallin kanssa. Sen mukaan universumilla on ikä ja siten havainnointiraja. Toisin sanoen maailmankaikkeuden syntymän jälkeen yksikään fotoni ei olisi voinut kulkea 13,75 miljardia valovuotta pitempi matka. Osoittautuu, että voimme sanoa, että havaittava maailmankaikkeus rajoittuu havainnoijasta pallomaiseen alueeseen, jonka säde on 13,75 miljardia valovuotta. Tämä ei kuitenkaan ole aivan totta. Meidän ei pidä unohtaa maailmankaikkeuden avaruuden laajenemista. Kun fotoni saavuttaa tarkkailijan, sen lähettänyt kohde on jo 45,7 miljardin valovuoden päässä meistä. vuotta. Tämä koko on hiukkasten horisontti, se on havaittavan maailmankaikkeuden raja.

Horisontin yli

Joten havaittavan maailmankaikkeuden koko on jaettu kahteen tyyppiin. Näennäinen koko, jota kutsutaan myös Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta). Ja todellinen koko, nimeltään hiukkashorisontti (45,7 miljardia valovuotta). Tärkeää on, että nämä kumpikaan horisontti eivät millään tavalla kuvaa maailmankaikkeuden todellista kokoa. Ensinnäkin ne riippuvat tarkkailijan sijainnista avaruudessa. Toiseksi ne muuttuvat ajan myötä. ΛCDM-mallin tapauksessa hiukkashorisontti laajenee nopeudella, joka on suurempi kuin Hubblen horisontti. Nykytiede ei vastaa kysymykseen, muuttuuko tämä suuntaus tulevaisuudessa. Mutta jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajentumistaan ​​kiihtyvällä vauhdilla, niin kaikki nyt näkemämme esineet katoavat ennemmin tai myöhemmin "näkökentältämme".

Tällä hetkellä kaukaisin tähtitieteilijöiden havaitsema valo on kosminen mikroaaltotaustasäteily. Tutkijat näkevät maailmankaikkeuden sellaisena kuin se oli 380 tuhatta vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tällä hetkellä maailmankaikkeus jäähtyi tarpeeksi, jotta se pystyi lähettämään vapaita fotoneja, joita nykyään havaitaan radioteleskooppien avulla. Tuohon aikaan maailmankaikkeudessa ei ollut tähtiä tai galakseja, vaan vain jatkuva vety-, heliumin ja merkityksetön määrä muita alkuaineita. Tässä pilvessä havaituista epähomogeenisuuksista muodostuu myöhemmin galaksijoukkoja. Osoittautuu, että juuri ne esineet, jotka muodostuvat kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn epähomogeenisuudesta, sijaitsevat lähimpänä hiukkashorisonttia.

Todelliset rajat

Se, onko universumilla todellisia, havaitsemattomia rajoja, on edelleen pseudotieteellisen spekuloinnin kysymys. Tavalla tai toisella kaikki ovat yhtä mieltä universumin äärettömyydestä, mutta tulkitsevat tämän äärettömyyden täysin eri tavoin. Jotkut pitävät maailmankaikkeutta moniulotteisena, jossa "paikallinen" kolmiulotteinen universumimme on vain yksi sen kerroksista. Toiset sanovat, että universumi on fraktaali - mikä tarkoittaa, että paikallinen universumimme voi olla toisen hiukkanen. Emme saa unohtaa Multiversen erilaisia ​​malleja suljetuine, avoimina, rinnakkaisine universumeineen ja madonreikineen. Ja on olemassa monia, monia erilaisia ​​versioita, joiden määrää rajoittaa vain ihmisen mielikuvitus.

Mutta jos otamme käyttöön kylmän realismin tai yksinkertaisesti astumme taaksepäin kaikista näistä hypoteeseista, voimme olettaa, että universumimme on ääretön homogeeninen säiliö kaikista tähdistä ja galakseista. Lisäksi missä tahansa hyvin kaukaisessa kohdassa, olipa se sitten miljardeja gigaparsekkeja meiltä, ​​kaikki olosuhteet ovat täsmälleen samat. Tässä vaiheessa hiukkashorisontti ja Hubble-pallo ovat täsmälleen samat, ja niiden reunassa on sama jäännesäteily. Ympärillä on samoja tähtiä ja galakseja. Mielenkiintoista on, että tämä ei ole ristiriidassa maailmankaikkeuden laajenemisen kanssa. Loppujen lopuksi ei vain universumi laajene, vaan sen tila itse. Se, että alkuräjähdyksen hetkellä universumi syntyi yhdestä pisteestä, tarkoittaa vain sitä, että silloin olleet äärettömän pienet (käytännössä nolla) mitat ovat nyt muuttuneet käsittämättömän suuriksi. Tulevaisuudessa käytämme juuri tätä hypoteesia ymmärtääksemme selvästi havaittavan maailmankaikkeuden mittakaavan.

Visuaalinen esitys

Eri lähteet tarjoavat kaikenlaisia ​​visuaalisia malleja, joiden avulla ihmiset voivat ymmärtää maailmankaikkeuden mittakaavan. Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme, kuinka suuri kosmos on. On tärkeää kuvitella, kuinka käsitteet, kuten Hubble-horisontti ja hiukkashorisontti, todellisuudessa ilmenevät. Kuvittelemme tätä varten mallimme askel askeleelta.

Unohdetaan, että nykytiede ei tiedä universumin "vieraasta" alueesta. Jos hylätään versiot multiversumeista, fraktaaliuniversumista ja sen muista "lajikkeista", kuvitellaan, että se on yksinkertaisesti ääretön. Kuten aiemmin todettiin, tämä ei ole ristiriidassa sen tilan laajentamisen kanssa. Tietenkin otamme huomioon, että sen Hubble-pallo ja hiukkaspallo ovat 13,75 ja 45,7 miljardia valovuotta.

Universumin mittakaava

Paina START-painiketta ja löydä uusi, tuntematon maailma!
Yritetään ensin ymmärtää, kuinka suuri universaali mittakaava on. Jos olet matkustanut ympäri planeettamme, voit hyvin kuvitella kuinka suuri maa on meille. Kuvittele nyt planeettamme tattarijyvänä, joka liikkuu kiertoradalla vesimelonin ympärillä - puolen jalkapallokentän kokoinen aurinko. Tässä tapauksessa Neptunuksen kiertorata vastaa pienen kaupungin kokoa, alue vastaa Kuuta ja Auringon vaikutusrajan alue vastaa Marsia. Osoittautuu, että aurinkokuntamme on yhtä paljon suurempi kuin Maa kuin Mars on suurempi kuin tattari! Mutta tämä on vasta alkua.

Kuvitellaan nyt, että tämä tattari on järjestelmämme, jonka koko on suunnilleen yksi parsek. Silloin Linnunrata on kahden jalkapallostadionin kokoinen. Tämä ei kuitenkaan riitä meille. Linnunrata on myös pienennettävä senttimetrin kokoiseksi. Se muistuttaa jossain määrin kahvivaahtoa, joka on kääritty pyörteeseen keskellä kahvimustaa intergalaktista tilaa. Kaksikymmentä senttimetriä siitä on sama kierre "muru" - Andromeda-sumu. Niiden ympärillä on parvi paikallisen klusterimme pieniä galakseja. Universumimme näennäinen koko on 9,2 kilometriä. Olemme tulleet ymmärtämään universaalit ulottuvuudet.

Universaalin kuplan sisällä

Ei kuitenkaan riitä, että ymmärrämme itse mittakaavan. On tärkeää ymmärtää maailmankaikkeus dynamiikassa. Kuvitellaanpa itsemme jättiläisiksi, joille Linnunradalla on sentin halkaisija. Kuten juuri nyt todettiin, löydämme itsemme pallon sisällä, jonka säde on 4,57 ja halkaisija 9,24 kilometriä. Kuvitellaan, että pystymme kellumaan tämän pallon sisällä, matkustamaan, kattamaan kokonaisia ​​megaparsekkeja sekunnissa. Mitä näemme, jos universumimme on ääretön?

Tietenkin, lukemattomia kaikenlaisia ​​galakseja ilmestyy eteenmme. Elliptinen, spiraalimainen, epäsäännöllinen. Jotkut alueet ovat täynnä niitä, toiset ovat tyhjiä. Pääominaisuus on, että visuaalisesti ne ovat kaikki liikkumattomia, kun taas me olemme liikkumattomia. Mutta heti kun otamme askeleen, galaksit itse alkavat liikkua. Jos esimerkiksi pystymme havaitsemaan mikroskooppisen aurinkokunnan senttimetrin pituisessa Linnunradassa, voimme tarkkailla sen kehitystä. Siirtyessämme 600 metrin päähän galaksistamme näemme prototähden Auringon ja protoplanetaarisen levyn muodostumishetkellä. Lähestymme sitä, näemme kuinka maapallo ilmestyy, elämä syntyy ja ihminen ilmestyy. Samalla tavalla näemme, kuinka galaksit muuttuvat ja liikkuvat, kun siirrymme pois tai lähestymme niitä.

Näin ollen mitä kauempana galakseja katsomme, sitä vanhempia ne ovat meille. Joten kaukaisimmat galaksit sijaitsevat kauempana kuin 1300 metriä meistä, ja 1380 metrin vaihteessa näemme jo jäännesäteilyä. Totta, tämä etäisyys on meille kuvitteellinen. Kuitenkin kun pääsemme lähemmäksi kosmista mikroaaltotaustasäteilyä, näemme mielenkiintoisen kuvan. Luonnollisesti tarkkailemme, kuinka galaksit muodostuvat ja kehittyvät alkuperäisestä vetypilvestä. Kun saavutamme yhden näistä muodostuneista galakseista, ymmärrämme, että emme ole kulkeneet ollenkaan 1,375 kilometriä, vaan kaikki 4,57 kilometriä.

Loitonnetaan

Tämän seurauksena lisäämme kokoa entisestään. Nyt voimme sijoittaa kokonaisia ​​tyhjiöitä ja seiniä nyrkkiin. Joten löydämme itsemme melko pienestä kuplasta, josta on mahdotonta päästä ulos. Etäisyys kuplan reunalla oleviin esineisiin ei vain kasva, kun ne tulevat lähemmäksi, vaan itse reuna muuttuu loputtomasti. Tämä on koko havaittavan maailmankaikkeuden koon ydin.

Ei ole väliä kuinka suuri maailmankaikkeus on, tarkkailijalle se jää aina rajoitetuksi kuplaksi. Tarkkailija on aina tämän kuplan keskustassa, itse asiassa hän on sen keskus. Yrittäessään päästä mihin tahansa kuplan reunalla olevaan esineeseen tarkkailija siirtää sen keskustaa. Kun lähestyt kohdetta, tämä kohde siirtyy yhä kauemmaksi kuplan reunasta ja samalla muuttuu. Esimerkiksi muodottomasta vetypilvestä se muuttuu täysimittaiseksi galaksiksi tai edelleen galaktiseksi joukoksi. Lisäksi polku tähän kohteeseen kasvaa, kun lähestyt sitä, koska itse ympäröivä tila muuttuu. Kun olemme saavuttaneet tämän kohteen, siirrämme sen vain kuplan reunasta sen keskustaan. Universumin reunalla jäännössäteily vilkkuu edelleen.

Jos oletetaan, että maailmankaikkeus jatkaa laajenemista kiihtyvällä tahdilla, niin kuplan keskellä ollessa ja aikaa eteenpäin miljardeja, triljoonia ja vielä korkeampia vuosia eteenpäin huomaamme vielä mielenkiintoisemman kuvan. Vaikka myös kuplamme kasvaa, sen muuttuvat komponentit siirtyvät pois meistä entistä nopeammin jättäen tämän kuplan reunan, kunnes jokainen universumin hiukkanen vaeltelee erikseen yksinäisessä kuplassaan ilman mahdollisuutta olla vuorovaikutuksessa muiden hiukkasten kanssa.

Joten modernilla tieteellä ei ole tietoa maailmankaikkeuden todellisesta koosta ja siitä, onko sillä rajoja. Mutta tiedämme varmasti, että havaittavissa olevalla maailmankaikkeudella on näkyvä ja todellinen raja, jota kutsutaan vastaavasti Hubblen säteeksi (13,75 miljardia valovuotta) ja hiukkasten säteeksi (45,7 miljardia valovuotta). Nämä rajat riippuvat täysin tarkkailijan sijainnista avaruudessa ja laajenevat ajan myötä. Jos Hubblen säde laajenee tiukasti valonnopeudella, hiukkashorisontin laajeneminen kiihtyy. Kysymys siitä, jatkuuko sen hiukkashorisontin kiihtyvyys edelleen ja korvataanko se kompressiolla, jää avoimeksi.

> Universumin mittakaava

Käytä verkossa universumin interaktiivinen mittakaava: maailmankaikkeuden todelliset mitat, avaruusobjektien, planeettojen, tähtien, tähtien, galaksien ja galaksien vertailu.

Me kaikki ajattelemme ulottuvuuksia yleisellä tasolla, kuten toista todellisuutta tai käsitystämme ympäröivästä ympäristöstä. Tämä on kuitenkin vain osa siitä, mitä mittaukset todellisuudessa ovat. Ja ennen kaikkea olemassa oleva ymmärrys universumin mittakaavassa– tämä on parhaiten kuvattu fysiikassa.

Fyysikot ehdottavat, että mittaukset ovat yksinkertaisesti maailmankaikkeuden mittakaavan havainnon eri puolia. Esimerkiksi neljä ensimmäistä ulottuvuutta sisältävät pituuden, leveyden, korkeuden ja ajan. Kvanttifysiikan mukaan on kuitenkin muita ulottuvuuksia, jotka kuvaavat maailmankaikkeuden ja ehkä kaikkien universumien luonnetta. Monet tutkijat uskovat, että tällä hetkellä on noin 10 ulottuvuutta.

Universumin interaktiivinen mittakaava

Universumin mittakaavan mittaaminen

Ensimmäinen mitta, kuten mainittiin, on pituus. Hyvä esimerkki yksiulotteisesta esineestä on suora viiva. Tällä rivillä on vain pituusmitta. Toinen mitta on leveys. Tämä mitta sisältää pituuden; hyvä esimerkki kaksiulotteisesta esineestä olisi mahdottoman ohut taso. Kaksiulotteisia asioita voidaan tarkastella vain poikkileikkauksena.

Kolmas ulottuvuus sisältää korkeuden, ja tämä ulottuvuus on meille tutuin. Yhdessä pituuden ja leveyden kanssa se on mitoiltaan selkeimmin näkyvä osa maailmankaikkeutta. Paras fyysinen muoto kuvaamaan tätä ulottuvuutta on kuutio. Kolmas ulottuvuus on olemassa, kun pituus, leveys ja korkeus leikkaavat.

Nyt asiat muuttuvat hieman monimutkaisemmiksi, koska loput 7 ulottuvuutta liittyvät aineettomiin käsitteisiin, joita emme voi suoraan tarkkailla, mutta joiden olemassaolosta tiedetään. Neljäs ulottuvuus on aika. Se on ero menneisyyden, nykyisyyden ja tulevaisuuden välillä. Näin ollen paras kuvaus neljännestä ulottuvuudesta olisi kronologia.

Muut ulottuvuudet käsittelevät todennäköisyyksiä. Viides ja kuudes ulottuvuus liittyvät tulevaisuuteen. Kvanttifysiikan mukaan mahdollisia tulevaisuuksia voi olla vaikka kuinka monta, mutta lopputulos on vain yksi, ja syynä tähän on valinta. Viides ja kuudes ulottuvuus liittyvät kunkin näiden todennäköisyyksien bifurkaatioon (muutos, haarautuminen). Periaatteessa, jos voisitte hallita viidettä ja kuudetta ulottuvuutta, voisitte mennä ajassa taaksepäin tai vierailla erilaisissa tulevaisuuksissa.

Mitat 7-10 liittyvät universumiin ja sen mittakaavaan. Ne perustuvat siihen tosiasiaan, että universumeja on useita, ja jokaisella on oma sarjansa todellisuuden ulottuvuuksista ja mahdollisista lopputuloksista. Kymmenes ja viimeinen ulottuvuus on itse asiassa yksi kaikkien universumien kaikista mahdollisista tuloksista.