Evrenin göreceli boyutları. Karşılaştırmada Evrendeki nesnelerin boyutları (fotoğraf)

Gözlemlediğimiz evrenin oldukça kesin sınırları olduğunu biliyor muydunuz? Evreni sonsuz ve anlaşılmaz bir şeyle ilişkilendirmeye alışkınız. Ancak modern bilim, Evrenin "sonsuzluğu" sorusuna, böyle "bariz" bir soruya tamamen farklı bir cevap sunmaktadır.

Modern kavramlara göre, gözlemlenebilir evrenin boyutu yaklaşık 45,7 milyar ışıkyılı (veya 14,6 gigaparsek)'dir. Ama bu sayılar ne anlama geliyor?

Sıradan bir insanın aklına gelen ilk soru Evren nasıl sonsuz olamaz? Çevremizde var olan her şeyin kabının sınırları olmaması gerektiği tartışılmaz görünüyor. Bu sınırlar varsa, neyi temsil ediyorlar?

Bir astronotun evrenin sınırlarına uçtuğunu varsayalım. Karşısında ne görecek? Sağlam duvar? Yangın bariyeri? Ve arkasında ne var - boşluk? Başka bir evren mi? Fakat boşluk veya başka bir Evren, evrenin sınırında olduğumuz anlamına gelebilir mi? Bu "hiçbir şey" olmadığı anlamına gelmez. Boşluk ve başka bir Evren de “bir şeydir”. Ancak Evren, kesinlikle her şeyi “bir şey” içeren şeydir.

Mutlak bir çelişkiye varıyoruz. Evrenin sınırının bizden olmaması gereken bir şeyi gizlemesi gerektiği ortaya çıktı. Veya Evrenin sınırı, “her şeyi” “bir şeyden” ayırmalı, ancak bu “bir şey” aynı zamanda “her şeyin” bir parçası olmalıdır. Genel olarak, tam bir saçmalık. Öyleyse bilim adamları, evrenimizin nihai boyutunu, kütlesini ve hatta yaşını nasıl iddia edebilir? Bu değerler, hayal edilemeyecek kadar büyük olmasına rağmen, yine de sonludur. Bilim bariz olanla tartışır mı? Bununla başa çıkmak için, önce insanların modern evren anlayışına nasıl geldiklerine bakalım.

Sınırları genişletmek

Çok eski zamanlardan beri insan, etrafındaki dünyanın neye benzediği ile ilgilendi. Üç balinaya ve eskilerin evreni açıklamaya yönelik diğer girişimlerine örnek veremezsiniz. Kural olarak, sonunda her şey, her şeyin temelinin dünyevi gök kubbe olduğu gerçeğine geldi. Gökbilimcilerin "sabit" gök küresi boyunca gezegenlerin hareket yasaları hakkında kapsamlı bilgiye sahip oldukları antik çağ ve Orta Çağ zamanlarında bile, Dünya Evrenin merkezi olarak kaldı.

Doğal olarak Antik Yunan'da bile Dünyanın Güneş'in etrafında döndüğüne inananlar vardı. Birçok dünya ve evrenin sonsuzluğundan bahsedenler vardı. Ancak bu teoriler için yapıcı gerekçeler ancak bilimsel devrimin başlangıcında ortaya çıktı.

16. yüzyılda, Polonyalı astronom Nicolaus Copernicus, evren bilgisinde ilk büyük atılımı yaptı. Dünya'nın Güneş'in etrafında dönen gezegenlerden yalnızca biri olduğunu kesin olarak kanıtladı. Böyle bir sistem, göksel küredeki gezegenlerin böylesine karmaşık ve karmaşık bir hareketinin açıklamasını büyük ölçüde basitleştirdi. Sabit bir Dünya durumunda, gökbilimciler gezegenlerin bu davranışını açıklamak için her türlü dahiyane teoriyi ortaya çıkarmak zorunda kaldılar. Öte yandan, Dünya'nın hareketli olduğu varsayılırsa, bu tür karmaşık hareketlerin açıklaması doğal olarak gelir. Böylece astronomide "günmerkezlilik" adı verilen yeni bir paradigma güçlendirildi.

Birçok Güneş

Ancak bundan sonra bile astronomlar evreni "sabit yıldızlar küresi" ile sınırlamaya devam ettiler. 19. yüzyıla kadar armatürlere olan mesafeyi tahmin edemiyorlardı. Birkaç yüzyıl boyunca, gökbilimciler, Dünya'nın yörünge hareketine (yıllık paralakslar) göre yıldızların konumundaki sapmaları tespit etmeye çalıştılar, ancak başarısız oldular. O zamanların araçları bu kadar doğru ölçümlere izin vermiyordu.

Sonunda, 1837'de Rus-Alman astronom Vasily Struve paralaksı ölçtü. Bu, kozmosun ölçeğini anlamada yeni bir adım oldu. Artık bilim adamları, yıldızların Güneş'in uzak benzerleri olduğunu güvenle söyleyebilirler. Ve armatürümüz artık her şeyin merkezi değil, sonsuz bir yıldız kümesinin eşit bir “sakin”idir.

Gökbilimciler, evrenin ölçeğini anlamaya daha da yaklaştılar çünkü yıldızlara olan mesafeler gerçekten korkunçtu. Gezegenlerin yörüngelerinin boyutu bile bu şeye kıyasla önemsiz görünüyordu. Ardından, yıldızların nasıl yoğunlaştığını anlamak gerekiyordu.

Birçok Samanyolu

Daha 1755 gibi erken bir tarihte, ünlü filozof Immanuel Kant, evrenin büyük ölçekli yapısının modern anlayışının temellerini öngördü. Samanyolu'nun devasa bir dönen yıldız kümesi olduğunu varsaydı. Buna karşılık, gözlemlenebilir birçok bulutsu da daha uzak "saman yolları" - galaksilerdir. Buna rağmen, 20. yüzyıla kadar gökbilimciler, tüm bulutsuların yıldız oluşum kaynakları olduğu ve Samanyolu'nun bir parçası olduğu gerçeğine bağlı kaldılar.

Gökbilimciler kullanarak galaksiler arasındaki mesafeleri ölçmeyi öğrendiğinde durum değişti. Bu tür yıldızların mutlak parlaklığı, kesinlikle değişkenlik periyoduna bağlıdır. Mutlak parlaklıklarını görünür olanla karşılaştırarak, onlara olan mesafeyi yüksek doğrulukla belirlemek mümkündür. Bu yöntem 20. yüzyılın başlarında Einar Hertzschrung ve Harlow Shelpie tarafından geliştirilmiştir. Onun sayesinde, 1922'de Sovyet gökbilimci Ernst Epik, Samanyolu'nun boyutundan daha büyük bir büyüklük sırası olduğu ortaya çıkan Andromeda'ya olan mesafeyi belirledi.

Edwin Hubble, Epic'in girişimine devam etti. Diğer galaksilerdeki Sefeidlerin parlaklığını ölçerek, uzaklıklarını ölçtü ve spektrumlarındaki kırmızıya kayma ile karşılaştırdı. Böylece 1929'da ünlü yasasını geliştirdi. Çalışmaları, Samanyolu'nun evrenin kenarı olduğu şeklindeki yerleşik görüşü kesin olarak çürüttü. Şimdi, bir zamanlar onu ayrılmaz bir parçası olarak gören birçok galaksiden biriydi. Kant'ın hipotezi, geliştirilmesinden neredeyse iki yüzyıl sonra doğrulandı.

Daha sonra, Hubble tarafından keşfedilen galaksinin gözlemciden uzaklığı ile gözlemciden uzaklaşma hızı arasındaki bağlantı, Evrenin büyük ölçekli yapısının tam bir resmini derlemeyi mümkün kıldı. Galaksilerin bunun sadece küçük bir parçası olduğu ortaya çıktı. Kümelere, kümeleri üst kümelere bağladılar. Sırasıyla, üstkümeler, evrendeki bilinen en büyük yapılara - iplikçiklere ve duvarlara - dönüşür. Bu yapılar, devasa süperboşluklara () bitişiktir ve şu anda bilinen Evrenin büyük ölçekli bir yapısını oluşturur.

görünen sonsuzluk

Yukarıdakilerden, sadece birkaç yüzyılda bilimin yavaş yavaş yermerkezcilikten modern bir evren anlayışına geçiş yaptığı sonucu çıkar. Ancak bu, bugün evreni neden sınırladığımıza cevap vermiyor. Sonuçta, şimdiye kadar sadece kozmosun ölçeğiyle ilgiliydi, doğasıyla ilgili değildi.

Evrenin sonsuzluğunu haklı çıkarmaya karar veren ilk kişi Isaac Newton'du. Evrensel çekim yasasını keşfettikten sonra, uzay sonlu olsaydı, tüm cisimlerinin er ya da geç tek bir bütün halinde birleşeceğine inanıyordu. Ondan önce, birisi Evrenin sonsuzluğu fikrini ifade ederse, bu sadece felsefi bir anahtardaydı. Hiçbir bilimsel gerekçesi olmadan. Bunun bir örneği Giordano Bruno'dur. Bu arada, Kant gibi, bilimin yüzyıllarca önündeydi. Yıldızların uzak güneşler olduğunu ve gezegenlerin de onların etrafında döndüğünü ilk ilan eden oydu.

Sonsuzluk gerçeğinin oldukça makul ve açık olduğu anlaşılıyor, ancak 20. yüzyıl bilimindeki dönüm noktaları bu “gerçeği” sarstı.

Sabit Evren

Modern bir evren modelinin geliştirilmesine yönelik ilk önemli adım Albert Einstein tarafından atıldı. Ünlü fizikçi, 1917'de durağan Evren modelini tanıttı. Bu model, bir yıl önce geliştirdiği genel görelilik teorisine dayanıyordu. Onun modeline göre evren zaman içinde sonsuz ve uzayda sonludur. Ama sonuçta, daha önce belirtildiği gibi, Newton'a göre, sonlu büyüklüğe sahip bir evren çökmelidir. Bunu yapmak için Einstein, uzaktaki nesnelerin yerçekimsel çekimini telafi eden kozmolojik sabiti tanıttı.

Kulağa ne kadar paradoksal gelse de, Einstein Evrenin sonluluğunu sınırlamadı. Ona göre Evren, hiper kürenin kapalı bir kabuğudur. Bir benzetme, örneğin bir küre veya Dünya gibi sıradan bir üç boyutlu kürenin yüzeyidir. Gezgin Dünya'yı ne kadar gezerse gezsin, asla kenarına ulaşamayacak. Ancak bu, Dünya'nın sonsuz olduğu anlamına gelmez. Gezgin, yolculuğuna başladığı yere geri dönecektir.

Hiperkürenin yüzeyinde

Aynı şekilde, bir uzay gezgini, bir yıldız gemisinde Einstein Evrenini yenerek Dünya'ya geri dönebilir. Ancak bu sefer gezgin, kürenin iki boyutlu yüzeyinde değil, hiper kürenin üç boyutlu yüzeyinde hareket edecektir. Bu, Evrenin sonlu bir hacmine ve dolayısıyla sonlu sayıda yıldıza ve kütleye sahip olduğu anlamına gelir. Ancak evrenin herhangi bir sınırı veya merkezi yoktur.

Einstein, ünlü teorisinde uzay, zaman ve yerçekimini birbirine bağlayarak bu tür sonuçlara vardı. Ondan önce, bu kavramlar ayrı olarak kabul edildi, bu yüzden Evrenin alanı tamamen Öklid idi. Einstein yerçekiminin kendisinin uzay-zamanın bir eğriliği olduğunu kanıtladı. Bu, klasik Newton mekaniğine ve Öklid geometrisine dayanan evrenin doğası hakkındaki ilk fikirleri kökten değiştirdi.

Genişleyen Evren

"Yeni evreni" keşfeden kişinin kendisi bile kuruntulara yabancı değildi. Einstein, evreni uzayda sınırlandırmasına rağmen, onu statik olarak düşünmeye devam etti. Onun modeline göre, evren sonsuzdu ve öyle kalıyor ve büyüklüğü her zaman aynı kalıyor. 1922'de Sovyet fizikçi Alexander Fridman bu modeli önemli ölçüde genişletti. Hesaplarına göre evren hiç durağan değildir. Zamanla genişleyebilir veya daralabilir. Friedman'ın aynı görelilik teorisine dayanan böyle bir modele gelmesi dikkat çekicidir. Kozmolojik sabiti atlayarak bu teoriyi daha doğru bir şekilde uygulamayı başardı.

Albert Einstein böyle bir "düzeltmeyi" hemen kabul etmedi. Bu yeni modelin yardımına daha önce bahsedilen Hubble keşfi geldi. Galaksilerin durgunluğu, tartışılmaz bir şekilde Evrenin genişlemesi gerçeğini kanıtladı. Bu yüzden Einstein hatasını kabul etmek zorunda kaldı. Artık Evrenin, genişleme hızını karakterize eden Hubble sabitine kesinlikle bağlı olan belirli bir yaşı vardı.

Kozmolojinin daha da geliştirilmesi

Bilim adamları bu sorunu çözmeye çalışırken, Evrenin diğer birçok önemli bileşeni keşfedildi ve çeşitli modeller geliştirildi. Böylece 1948'de Georgy Gamow, daha sonra büyük patlama teorisine dönüşecek olan "sıcak evren" hipotezini ortaya attı. 1965'teki keşif şüphelerini doğruladı. Artık gökbilimciler, evrenin şeffaf hale geldiği andan itibaren gelen ışığı gözlemleyebildiler.

1932'de Fritz Zwicky tarafından tahmin edilen karanlık madde, 1975'te doğrulandı. Karanlık madde aslında galaksilerin, galaksi kümelerinin varlığını ve bir bütün olarak Evrenin yapısını açıklar. Böylece bilim adamları, evrenin kütlesinin çoğunun tamamen görünmez olduğunu öğrendiler.

Son olarak, 1998 yılında, uzaklık araştırması sırasında, Evrenin ivme ile genişlediği keşfedildi. Bilimdeki bu sonraki dönüm noktası, evrenin doğasına ilişkin modern anlayışın doğmasına yol açtı. Einstein tarafından tanıtılan ve Friedmann tarafından reddedilen kozmolojik katsayı, Evren modelinde tekrar yerini buldu. Bir kozmolojik katsayının (kozmolojik sabit) varlığı, onun hızlandırılmış genişlemesini açıklar. Kozmolojik sabitin varlığını açıklamak için, kavram tanıtıldı - Evrenin kütlesinin çoğunu içeren varsayımsal bir alan.

Gözlemlenebilir evrenin büyüklüğüne dair mevcut fikir

Evrenin mevcut modeline ΛCDM modeli de denir. "Λ" harfi, Evrenin hızlandırılmış genişlemesini açıklayan kozmolojik sabitin varlığı anlamına gelir. "CDM", evrenin soğuk karanlık maddeyle dolu olduğu anlamına gelir. Son araştırmalar, Hubble sabitinin yaklaşık 71 (km/s)/Mpc olduğunu ve bu da Evrenin 13.75 milyar yıllık yaşına karşılık geldiğini gösteriyor. Evrenin yaşını bilerek, gözlemlenebilir bölgesinin boyutunu tahmin edebiliriz.

Görelilik teorisine göre, hiçbir nesne hakkındaki bilgi, ışık hızından (299792458 m/sn) daha büyük bir hızla gözlemciye ulaşamaz. Gözlemcinin sadece bir nesneyi değil, geçmişini de gördüğü ortaya çıkıyor. Nesne ondan ne kadar uzaksa, o kadar uzak geçmiş görünüyor. Örneğin, Ay'a baktığımızda, bir saniyeden biraz daha önce nasıl olduğunu görüyoruz, Güneş - sekiz dakikadan fazla, en yakın yıldızlar - yıllar, galaksiler - milyonlarca yıl önce, vb. Einstein'ın durağan modelinde Evrenin yaş sınırı yoktur, bu da gözlemlenebilir bölgesinin hiçbir şeyle sınırlı olmadığı anlamına gelir. Gittikçe daha gelişmiş astronomik aletlerle donanmış olan gözlemci, giderek daha uzak ve eski nesneleri gözlemleyecektir.

Evrenin modern modeliyle farklı bir resmimiz var. Ona göre Evrenin bir yaşı ve dolayısıyla gözlem sınırı vardır. Yani, Evrenin doğuşundan bu yana hiçbir fotonun 13.75 milyar ışıkyılından daha uzun bir mesafe kat edecek zamanı olmazdı. Gözlemlenebilir Evrenin gözlemciden 13.75 milyar ışıkyılı yarıçaplı küresel bir bölge ile sınırlı olduğunu söyleyebiliriz. Ancak, bu pek doğru değil. Evrenin alanının genişlemesini unutmayın. Foton gözlemciye ulaşana kadar, onu yayan nesne bizden 45,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta olacak. yıllar. Bu boyut parçacık ufkudur ve gözlemlenebilir evrenin sınırıdır.

Ufuk Ötesi

Böylece, gözlemlenebilir evrenin büyüklüğü iki türe ayrılır. Görünen boyut, aynı zamanda Hubble yarıçapı (13.75 milyar ışıkyılı) olarak da adlandırılır. Ve gerçek boyut, parçacık ufku (45,7 milyar ışıkyılı) olarak adlandırılır. Bu ufukların her ikisinin de Evrenin gerçek boyutunu hiçbir şekilde karakterize etmemesi önemlidir. İlk olarak, gözlemcinin uzaydaki konumuna bağlıdırlar. İkincisi, zamanla değişirler. ΛCDM modeli durumunda, parçacık ufku Hubble ufkundan daha büyük bir oranda genişler. Bu eğilimin gelecekte değişip değişmeyeceği sorusuna modern bilim cevap vermiyor. Ancak Evrenin hızlanarak genişlemeye devam ettiğini varsayarsak, şimdi gördüğümüz tüm bu nesneler er ya da geç “görüş alanımızdan” kaybolacaktır.

Şimdiye kadar gökbilimciler tarafından gözlemlenen en uzak ışık SPK'dır. Bilim adamları, Evren'i Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra olduğu gibi görüyorlar. O anda, Evren o kadar soğudu ki, bugün radyo teleskoplarının yardımıyla yakalanan serbest fotonları yayabildi. O zamanlar, Evrende yıldızlar veya galaksiler yoktu, sadece sürekli bir hidrojen, helyum bulutu ve ihmal edilebilir miktarda diğer elementler vardı. Bu bulutta gözlemlenen homojen olmayanlardan, daha sonra galaktik kümeler oluşacaktır. Parçacık ufkuna en yakın bulunan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun homojen olmayanlarından oluşacak nesnelerin tam olarak bu nesneler olduğu ortaya çıktı.

Gerçek Sınırlar

Evrenin gerçek, gözlemlenemeyen sınırları olup olmadığı hala sözde bilimsel spekülasyonların konusudur. Öyle ya da böyle, herkes Evrenin sonsuzluğuna yakınlaşır, ancak bu sonsuzluğu tamamen farklı şekillerde yorumlarlar. Bazıları Evrenin çok boyutlu olduğunu düşünür, burada bizim "yerel" üç boyutlu Evrenimiz onun katmanlarından sadece biridir. Diğerleri Evrenin fraktal olduğunu söylüyor, bu da bizim yerel Evrenimizin bir başkasının parçacığı olabileceği anlamına geliyor. Kapalı, açık, paralel Evrenleri, solucan delikleri ile Çoklu Evrenin çeşitli modellerini unutmayın. Ve sayısı sadece insan hayal gücü ile sınırlı olan daha birçok farklı versiyon.

Ancak soğuk gerçekçiliği açarsak veya tüm bu hipotezlerden uzaklaşırsak, Evrenimizin tüm yıldızların ve galaksilerin sonsuz homojen bir kabı olduğunu varsayabiliriz. Üstelik çok uzak herhangi bir noktada, bizden milyarlarca gigaparsek de olsa, tüm koşullar tamamen aynı olacaktır. Bu noktada, parçacık ufku ve Hubble küresi, kenarlarında aynı kalıntı radyasyonla tamamen aynı olacaktır. Etrafında aynı yıldızlar ve galaksiler olacak. İlginçtir ki, bu evrenin genişlemesiyle çelişmez. Sonuçta, genişleyen sadece Evren değil, onun alanıdır. Büyük patlama anında Evrenin yalnızca bir noktadan ortaya çıkması gerçeği, o zamanlar sonsuz derecede küçük (neredeyse sıfır) boyutların şimdi hayal edilemeyecek kadar büyük boyutlara dönüştüğünü söylüyor. Gelecekte, gözlemlenebilir Evrenin ölçeğini açıkça anlamak için bu hipotezi kullanacağız.

Görsel sunum

Çeşitli kaynaklar, insanların evrenin ölçeğini anlamalarına olanak tanıyan her türlü görsel modeli sağlar. Ancak kozmosun ne kadar geniş olduğunu anlamamız yeterli değildir. Hubble ufku ve parçacık ufku gibi kavramların gerçekte nasıl tezahür ettiğini anlamak önemlidir. Bunun için adım adım modelimizi hayal edelim.

Modern bilimin Evrenin "yabancı" bölgesini bilmediğini unutalım. Çoklu evrenler, fraktal Evren ve diğer "çeşitleri" hakkındaki versiyonları bir kenara bırakarak, onun basitçe sonsuz olduğunu hayal edelim. Daha önce belirtildiği gibi, bu, alanının genişlemesiyle çelişmez. Tabii ki, Hubble küresinin ve parçacık küresinin sırasıyla 13.75 ve 45,7 milyar ışıkyılı olduğunu hesaba katıyoruz.

evrenin ölçeği

BAŞLAT düğmesine basın ve yeni, bilinmeyen bir dünyayı keşfedin!
Başlangıç ​​olarak, Evrensel ölçeklerin ne kadar büyük olduğunu anlamaya çalışalım. Gezegenimizin etrafında seyahat ettiyseniz, Dünya'nın bizim için ne kadar büyük olduğunu hayal edebilirsiniz. Şimdi gezegenimizi yarım futbol sahası büyüklüğündeki karpuz-Güneş yörüngesinde hareket eden bir karabuğday tanesi olarak hayal edin. Bu durumda, Neptün'ün yörüngesi küçük bir şehrin büyüklüğüne, alana - Ay'a, Güneş'in etkisinin sınır alanına - Mars'a karşılık gelecektir. Mars'ın karabuğdaydan daha büyük olması gibi, güneş sistemimizin de Dünya'dan çok daha büyük olduğu ortaya çıktı! Ama bu sadece başlangıç.

Şimdi, bu karabuğdayın, boyutu yaklaşık olarak bir parsek'e eşit olan sistemimiz olacağını hayal edin. O zaman Samanyolu iki futbol stadyumu büyüklüğünde olacak. Ancak bu bizim için yeterli olmayacaktır. Samanyolu'nu bir santimetre boyutuna küçültmemiz gerekecek. Kahve-siyah galaksiler arası uzayın ortasında bir girdaba sarılmış kahve köpüğüne bir şekilde benzeyecek. Ondan yirmi santimetre, aynı sarmal "bebek" var - Andromeda Bulutsusu. Onların etrafında, Yerel Kümemizde yer alan küçük bir gökada sürüsü olacak. Evrenimizin görünen boyutu 9.2 kilometre olacak. Evrensel boyutları anlamaya geldik.

Evrensel balonun içinde

Ancak ölçeğin kendisini anlamamız yeterli değildir. Evreni dinamikler içinde gerçekleştirmek önemlidir. Kendimizi Samanyolu'nun bir santimetre çapında olduğu devler olarak hayal edin. Az önce belirtildiği gibi, kendimizi 4,57 yarıçaplı ve 9,24 kilometre çapında bir topun içinde bulacağız. Bu topun içinde uçabildiğimizi, seyahat edebildiğimizi ve bir saniyede tüm megaparseklerin üstesinden geldiğimizi hayal edin. Evrenimiz sonsuz ise ne göreceğiz?

Tabii ki, önümüzde sayısız çeşitte galaksiler görünecek. Eliptik, spiral, düzensiz. Bazı alanlar onlarla dolup taşacak, diğerleri boş olacak. Ana özellik, görsel olarak hepsinin hareketsiz olması, biz ise hareketsiz olması olacaktır. Ama biz bir adım atar atmaz galaksilerin kendileri hareket etmeye başlayacak. Örneğin, mikroskobik Güneş Sistemini santimetre Samanyolu'nda görebilirsek, gelişimini gözlemleyebiliriz. Galaksimizden 600 metre uzaklaştıktan sonra, oluşum anında önyıldız Güneş'i ve ilk gezegen diskini göreceğiz. Ona yaklaşırken, Dünya'nın nasıl göründüğünü, yaşamın nasıl doğduğunu ve insanın ortaya çıktığını göreceğiz. Aynı şekilde, galaksilerden uzaklaştıkça veya yaklaştıkça galaksilerin nasıl değiştiğini ve hareket ettiğini göreceğiz.

Sonuç olarak, ne kadar uzak galaksilere bakarsak, bizim için o kadar eski olacaklar. Böylece en uzak galaksiler bizden 1300 metreden daha uzağa yerleştirilecek ve 1380 metrenin dönüşünde zaten kalıntı radyasyon göreceğiz. Doğru, bu mesafe bizim için hayali olacak. Ancak SPK'ya yaklaştıkça ilginç bir tablo göreceğiz. Doğal olarak, ilk hidrojen bulutundan galaksilerin nasıl oluşacağını ve gelişeceğini gözlemleyeceğiz. Oluşan bu galaksilerden birine ulaştığımızda 1.375 kilometreyi değil 4.57 kilometreyi aştığımızı anlayacağız.

küçültme

Sonuç olarak, boyutu daha da artıracağız. Artık tüm boşlukları ve duvarları yumruğa yerleştirebiliriz. Böylece kendimizi, içinden çıkmanın imkansız olduğu oldukça küçük bir balonun içinde bulacağız. Yaklaştıkça sadece balonun kenarındaki nesnelere olan mesafe artmayacak, aynı zamanda kenarın kendisi süresiz olarak hareket edecektir. Bu, gözlemlenebilir evrenin büyüklüğünün bütün noktasıdır.

Evren ne kadar büyük olursa olsun, gözlemci için her zaman sınırlı bir balon olarak kalacaktır. Gözlemci her zaman bu balonun merkezinde olacaktır, aslında o balonun merkezidir. Balonun kenarındaki bir nesneye ulaşmaya çalışan gözlemci, merkezini değiştirecektir. Siz nesneye yaklaştıkça, bu nesne balonun kenarından gittikçe uzaklaşacak ve aynı zamanda değişecektir. Örneğin, şekilsiz bir hidrojen bulutundan, tam teşekküllü bir gökadaya veya daha ileri bir gökada kümesine dönüşecektir. Ek olarak, bu nesneye giden yol, siz ona yaklaştıkça, çevreleyen alanın kendisi değişeceğinden artacaktır. Bu cisme ulaştığımızda, onu sadece balonun kenarından merkezine taşıyacağız. Evrenin kenarında, kalıntı radyasyonu da titreyecek.

Evrenin hızlanan bir hızla genişlemeye devam edeceğini, o zaman balonun merkezinde olduğunu ve milyarlarca, trilyonlarca ve hatta daha yüksek mertebelerde yıllar boyunca dolaşmaya devam edeceğini varsayarsak, daha da ilginç bir tablo fark edeceğiz. Balonumuz da boyut olarak artacak olsa da, mutasyona uğrayan bileşenleri bizden daha da hızlı uzaklaşacak ve bu balonun kenarını terk edecek, ta ki Evrenin her parçacığı diğer parçacıklarla etkileşime girme yeteneği olmadan kendi yalnız balonunda dağılana kadar.

Dolayısıyla modern bilim, evrenin gerçek boyutlarının ne olduğu ve sınırları olup olmadığı konusunda bilgi sahibi değildir. Ancak gözlemlenebilir Evrenin, sırasıyla Hubble yarıçapı (13.75 milyar ışıkyılı) ve parçacık yarıçapı (45,7 milyar ışıkyılı) olarak adlandırılan görünür ve gerçek bir sınırı olduğunu biliyoruz. Bu sınırlar tamamen gözlemcinin uzaydaki konumuna bağlıdır ve zamanla genişler. Hubble yarıçapı kesinlikle ışık hızında genişlerse, parçacık ufkunun genişlemesi hızlanır. Parçacık ufku ivmesinin daha da devam edip etmeyeceği ve büzülmeye değişip değişmeyeceği sorusu açık kalıyor.

> evrenin ölçeği

Çevrimiçi kullan evrenin etkileşimli ölçeği: Evrenin gerçek boyutları, uzay nesnelerinin, gezegenlerin, yıldızların, kümelerin, galaksilerin karşılaştırılması.

Hepimiz boyutları başka bir gerçeklik veya çevremizdeki çevre algımız gibi genel terimlerle düşünürüz. Ancak bu, ölçümlerin gerçekte ne olduğunun sadece bir kısmı. Ve hepsinden önemlisi, mevcut anlayış evrenin terazisinin ölçüleri fizikte anlatılanların en iyisidir.

Fizikçiler, ölçümlerin basitçe evrenin ölçeğinin algılanmasının farklı yönleri olduğunu varsayıyorlar. Örneğin, ilk dört boyut uzunluk, genişlik, yükseklik ve zamanı içerir. Ancak kuantum fiziğine göre evrenin ve muhtemelen tüm evrenlerin doğasını tanımlayan başka boyutlar da vardır. Birçok bilim insanı şu anda yaklaşık 10 boyut olduğuna inanıyor.

Evrenin Etkileşimli Ölçeği

Evrenin ölçeğini ölçmek

İlk boyut, daha önce de belirtildiği gibi uzunluktur. Tek boyutlu bir nesneye iyi bir örnek düz bir çizgidir. Bu hattın sadece uzunluk ölçümü vardır. İkinci boyut genişliktir. Bu boyut aynı zamanda uzunluğu da içerir, iki boyutlu bir nesneye iyi bir örnek, imkansız derecede ince bir düzlem olacaktır. İki boyutlu şeyler sadece enine kesitte görülebilir.

Üçüncü boyut yüksekliği içerir ve bu bizim en aşina olduğumuz boyuttur. Uzunluk ve genişlikle birleştiğinde bu, boyutlar açısından evrenin en görünür kısmıdır. Bu boyutu tanımlamak için en iyi fiziksel form bir küptür. Üçüncü boyut, uzunluk, genişlik ve yükseklik kesiştiğinde ortaya çıkar.

Şimdi işler biraz daha karmaşıklaşıyor, çünkü kalan 7 boyut doğrudan gözlemleyemediğimiz, ancak var olduklarını bildiğimiz maddi olmayan kavramlarla ilişkili. Dördüncü boyut zamandır. Geçmiş, şimdi ve gelecek arasındaki farktır. Bu nedenle dördüncü boyutun en iyi tanımı kronoloji olacaktır.

Diğer boyutlar olasılıklarla ilgilenir. Beşinci ve altıncı boyutlar gelecekle ilgilidir. Kuantum fiziğine göre, herhangi bir sayıda olası gelecek olabilir, ancak yalnızca bir sonuç vardır ve bunun nedeni seçimdir. Beşinci ve altıncı boyutlar, bu olasılıkların her birinin çatallanması (değişim, dallanma) ile ilişkilidir. Özünde, eğer beşinci ve altıncı boyutları kontrol edebilirseniz, zamanda geriye gidebilir veya çeşitli gelecekleri ziyaret edebilirsiniz.

7'den 10'a kadar olan boyutlar, evren ve ölçeği ile ilgilidir. Birkaç evren olduğu gerçeğine dayanırlar ve her birinin kendi gerçeklik ölçümleri ve olası sonuçları vardır. Onuncu ve son boyut, aslında tüm evrenlerin tüm olası sonuçlarından biridir.