Opis prezentacji według poszczególnych slajdów:
1 slajd
Opis slajdu:
2 slajd
Opis slajdu:
Astronomia to nauka o ciałach niebieskich (od starożytnych greckich słów aston – gwiazda i nomos – prawo). Zajmuje się badaniem widzialnych i rzeczywistych ruchów oraz praw określających te ruchy, kształt, wielkość, masę i relief powierzchni, naturę i stan fizyczny ciał niebieskich, wzajemne oddziaływanie i ich ewolucja.
3 slajd
Opis slajdu:
Odkrywanie Wszechświata Liczba gwiazd w galaktyce sięga bilionów. Najliczniejsze gwiazdy to karły o masach około 10 razy mniejszych od Słońca. Oprócz pojedynczych gwiazd i ich satelitów (planet) w Galaktyce znajdują się gwiazdy podwójne i wielokrotne, a także grupy gwiazd połączonych grawitacją i poruszających się w przestrzeni jako jedna całość, zwane gromadami gwiazd. Niektóre z nich można dostrzec na niebie przez teleskop, a czasem nawet gołym okiem. Grona takie nie mają regularnego kształtu; obecnie znanych jest ponad tysiąc z nich. Gromady gwiazd dzielą się na otwarte i kuliste. W przeciwieństwie do gromad otwartych, które składają się głównie z gwiazd ciągu głównego, gromady kuliste zawierają czerwone i żółte olbrzymy oraz nadolbrzymy. Badania nieba prowadzone przez teleskopy rentgenowskie zamontowane na specjalnych sztucznych satelitach Ziemi doprowadziły do odkrycia emisji promieniowania rentgenowskiego z wielu gromad kulistych.
4 slajd
Opis slajdu:
Struktura Galaktyki Przeważająca większość gwiazd i materii rozproszonej w Galaktyce zajmuje objętość w kształcie soczewki. Słońce znajduje się w odległości około 10 000 Pc od centrum Galaktyki, ukryte przed nami przez obłoki pyłu międzygwiazdowego. W centrum Galaktyki znajduje się jądro, które niedawno zostało dokładnie zbadane w zakresie fal podczerwonych, radiowych i rentgenowskich. Nieprzezroczyste chmury pyłu zasłaniają przed nami jądro, uniemożliwiając wizualne i konwencjonalne obserwacje fotograficzne tego najciekawszego obiektu w Galaktyce. Gdybyśmy mogli spojrzeć na dysk galaktyczny z góry, odkrylibyśmy ogromne ramiona spiralne, zawierające głównie najgorętsze i najjaśniejsze gwiazdy, a także masywne obłoki gazu. Dysk ze spiralnymi odgałęzieniami stanowi podstawę płaskiego podukładu Galaktyki. Natomiast obiekty skupiające się w kierunku jądra Galaktyki i tylko częściowo przenikające do dysku należą do podsystemu sferycznego. Jest to uproszczona forma budowy Galaktyki.
5 slajdów
Opis slajdu:
Rodzaje galaktyk 1 Spirala. To 30% galaktyk. Występują w dwóch rodzajach. Normalne i skrzyżowane. 2 Eliptyczne. Uważa się, że większość galaktyk ma kształt spłaszczonej kuli. Wśród nich są kuliste i prawie płaskie. Największą znaną galaktyką eliptyczną jest M87 w gwiazdozbiorze Panny. 3 Niepoprawne. Wiele galaktyk ma poszarpany kształt bez wyraźnie określonego zarysu. Należą do nich Obłok Magellana naszej Grupy Lokalnej.
6 slajdów
Opis slajdu:
Słońce Słońce jest centrum naszego układu planetarnego, jego głównym elementem, bez którego nie byłoby ani Ziemi, ani życia na niej. Ludzie obserwują gwiazdę od czasów starożytnych. Od tego czasu nasza wiedza na temat luminarza znacznie się poszerzyła, wzbogacając się o liczne informacje na temat ruchu, budowy wewnętrznej i natury tego kosmicznego obiektu. Co więcej, badanie Słońca wnosi ogromny wkład w zrozumienie struktury Wszechświata jako całości, zwłaszcza tych jego elementów, które są podobne w istocie i zasadach „pracy”.
7 slajdów
Opis slajdu:
Słońce Słońce to obiekt, który według ludzkich standardów istnieje od bardzo dawna. Jego powstawanie rozpoczęło się około 5 miliardów lat temu. W tamtym czasie w miejscu Układu Słonecznego znajdował się rozległy obłok molekularny. Pod wpływem sił grawitacyjnych zaczęły pojawiać się w nim wiry, podobne do ziemskich tornad. W centrum jednej z nich substancja (głównie wodór) zaczęła gęstnieć, a 4,5 miliarda lat temu pojawiła się tu młoda gwiazda, która po długim czasie otrzymała nazwę Słońce. Wokół niego stopniowo zaczęły powstawać planety - nasz zakątek Wszechświata zaczął przybierać wygląd znany współczesnym ludziom. -
8 slajdów
Opis slajdu:
Żółty karzeł Słońce nie jest obiektem wyjątkowym. Jest klasyfikowana jako żółty karzeł, stosunkowo mała gwiazda ciągu głównego. „Żywotność” przydzielana takim ciałom wynosi około 10 miliardów lat. Jak na standardy kosmiczne, to całkiem sporo. Teraz nasz luminarz, można powiedzieć, jest w kwiecie wieku: jeszcze nie stary, już nie młody - ma przed sobą jeszcze połowę życia.
Slajd 9
Opis slajdu:
10 slajdów
Opis slajdu:
Rok świetlny Rok świetlny to odległość, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku. Międzynarodowa Unia Astronomiczna podała swoje wyjaśnienie dotyczące roku świetlnego – jest to odległość, jaką światło pokonuje w próżni, bez udziału grawitacji, w roku juliańskim. Rok juliański wynosi 365 dni. To właśnie to dekodowanie jest stosowane w literaturze naukowej. Jeśli weźmiemy literaturę fachową, wówczas odległość oblicza się w parsekach lub kilo- i megaparsekach. Do 1984 roku rok świetlny był odległością, jaką światło pokonuje w ciągu jednego roku tropikalnego. Nowa definicja różni się od starej jedynie o 0,002%. Nie ma szczególnej różnicy pomiędzy definicjami. Istnieją określone liczby, które określają odległość godzin świetlnych, minut, dni itp. Rok świetlny to 9 460 800 000 000 km, miesiąc to 788 333 milionów km, tydzień to 197 083 milionów km, dzień to 26 277 milionów km, godzina to 1 094 miliony km, minuta to około 18 milionów km., druga - około 300 tys. km.
11 slajdów
Opis slajdu:
Galaktykę Konstelację Panny Pannę najlepiej widać wczesną wiosną, a mianowicie w marcu - kwietniu, kiedy przesuwa się ona na południową część horyzontu. Ze względu na to, że konstelacja ma imponujące rozmiary, Słońce przebywa w niej ponad miesiąc - od 16 września do 30 października. W starożytnych atlasach gwiazd Panna była przedstawiana jako dziewczyna z kłosem w prawej ręce. Jednak nie każdy jest w stanie dostrzec właśnie taki obraz w chaotycznym rozproszeniu gwiazd. Jednak znalezienie konstelacji Panny na niebie nie jest takie trudne. Zawiera gwiazdę pierwszej wielkości, dzięki jasnemu światłu, które Pannę można łatwo znaleźć wśród innych konstelacji.
12 slajdów
Opis slajdu:
Mgławica Andromeda Najbliższa duża galaktyka Drogi Mlecznej. Zawiera około 1 biliona gwiazd, czyli 2,5–5 razy więcej niż Droga Mleczna. Znajduje się w gwiazdozbiorze Andromedy i jest oddalona od Ziemi w odległości 2,52 miliona lat świetlnych. lata. Płaszczyzna galaktyki jest nachylona do linii wzroku pod kątem 15°, jej pozorny rozmiar wynosi 3,2 × 1,0°, jej pozorna wielkość wynosi +3,4 m.
Slajd 13
Opis slajdu:
Droga Mleczna Droga Mleczna jest galaktyką spiralną. Co więcej, ma most w postaci ogromnego układu gwiezdnego, połączonego siłami grawitacyjnymi. Uważa się, że Droga Mleczna istnieje od ponad trzynastu miliardów lat. Jest to okres, w którym w tej Galaktyce powstało około 400 miliardów konstelacji i gwiazd, ponad tysiąc ogromnych mgławic gazowych, gromad i chmur. Kształt Drogi Mlecznej jest wyraźnie widoczny na mapie Wszechświata. Po zbadaniu staje się jasne, że ta gromada gwiazd jest dyskiem, którego średnica wynosi 100 tysięcy lat świetlnych (jeden taki rok świetlny to dziesięć bilionów kilometrów). Grubość gromady gwiazd wynosi 15 tysięcy, a głębokość około 8 tysięcy lat świetlnych. Ile waży Droga Mleczna? Nie da się tego obliczyć (wyznaczenie jego masy jest zadaniem bardzo trudnym). Trudności pojawiają się w określeniu masy ciemnej materii, która nie oddziałuje z promieniowaniem elektromagnetycznym. Dlatego astronomowie nie mogą definitywnie odpowiedzieć na to pytanie. Istnieją jednak przybliżone obliczenia, według których masa Galaktyki waha się od 500 do 3000 miliardów mas Słońca
Niesamowite fakty
Czy zastanawiałeś się kiedyś, jak duży jest Wszechświat?
8. To jednak nic w porównaniu ze Słońcem.
Zdjęcie Ziemi z kosmosu
9. I to widok naszej planety z Księżyca.
10. To my z powierzchni Marsa.
11. I to widok Ziemi za pierścieniami Saturna.
12. A to jest słynna fotografia” Blada niebieska kropka”, na którym Ziemia jest fotografowana z Neptuna, z odległości prawie 6 miliardów kilometrów.
13. Oto rozmiar Ziemia w porównaniu do Słońca, który nawet nie mieści się całkowicie na zdjęciu.
Największa gwiazda
14. I to Słońce z powierzchni Marsa.
15. Jak powiedział kiedyś słynny astronom Carl Sagan, w kosmosie więcej gwiazd niż ziarenek piasku na wszystkich plażach Ziemi.
16. Jest ich wiele gwiazd znacznie większych od naszego Słońca. Spójrzcie tylko, jak małe jest Słońce.
Zdjęcie galaktyki Drogi Mlecznej
18. Ale nic nie może się równać z wielkością galaktyki. Jeśli zmniejszysz Słońce do wielkości leukocytu(białe krwinki) i zmniejszyć Galaktykę Drogi Mlecznej przy użyciu tej samej skali, Droga Mleczna byłaby wielkości Stanów Zjednoczonych.
19. Dzieje się tak dlatego, że Droga Mleczna jest po prostu ogromna. To właśnie tam znajduje się Układ Słoneczny.
20. Ale widzimy tylko bardzo dużo mała część naszej galaktyki.
21. Ale nawet nasza galaktyka jest malutka w porównaniu do innych. Tutaj Droga Mleczna w porównaniu do galaktyki IC 1011, który znajduje się 350 milionów lat świetlnych od Ziemi.
22. Pomyśl o tym, na tym zdjęciu wykonanym przez teleskop Hubble'a: tysiące galaktyk, z których każda zawiera miliony gwiazd i każda ma własne planety.
23. Oto jeden z galaktyka UDF 423, położona 10 miliardów lat świetlnych od nas. Patrząc na to zdjęcie, spoglądasz miliardy lat w przeszłość. Niektóre z tych galaktyk powstały kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu.
24. Ale pamiętaj, że to zdjęcie jest bardzo, bardzo mała część wszechświata. To tylko niewielka część nocnego nieba.
25. Możemy z całą pewnością założyć, że gdzieś tak jest czarne dziury. Oto rozmiar czarnej dziury w porównaniu do orbity Ziemi.
> Skala Wszechświata
Skorzystaj z Internetu interaktywna skala wszechświata: rzeczywiste wymiary Wszechświata, porównanie obiektów kosmicznych, planet, gwiazd, gromad, galaktyk.
Wszyscy myślimy o wymiarach w kategoriach ogólnych, takich jak inna rzeczywistość lub nasze postrzeganie otaczającego nas środowiska. Jest to jednak tylko część tego, czym właściwie są pomiary. A przede wszystkim istniejące zrozumienie pomiary skali Wszechświata– to jest najlepiej opisane w fizyce.
Fizycy sugerują, że pomiary to po prostu różne aspekty postrzegania skali Wszechświata. Na przykład pierwsze cztery wymiary obejmują długość, szerokość, wysokość i czas. Jednak według fizyki kwantowej istnieją inne wymiary, które opisują naturę wszechświata, a być może wszystkich wszechświatów. Wielu naukowców uważa, że obecnie istnieje około 10 wymiarów.
Interaktywna skala wszechświata
Pomiar skali Wszechświata
Jak wspomniano, pierwszym wymiarem jest długość. Dobrym przykładem obiektu jednowymiarowego jest linia prosta. Linia ta ma jedynie wymiar długości. Drugim wymiarem jest szerokość. Wymiar ten obejmuje długość; dobrym przykładem obiektu dwuwymiarowego może być niemożliwie cienka płaszczyzna. Rzeczy w dwóch wymiarach można oglądać tylko w przekroju.
Trzeci wymiar dotyczy wzrostu i jest to wymiar, który znamy najlepiej. W połączeniu z długością i szerokością jest to najlepiej widoczna część wszechświata pod względem wymiarowym. Najlepszą formą fizyczną opisującą ten wymiar jest sześcian. Trzeci wymiar istnieje, gdy długość, szerokość i wysokość przecinają się.
Teraz sytuacja staje się nieco bardziej skomplikowana, ponieważ pozostałe 7 wymiarów jest powiązanych z nieuchwytnymi koncepcjami, których nie możemy bezpośrednio obserwować, ale o których istnieniu wiemy. Czwartym wymiarem jest czas. To jest różnica pomiędzy przeszłością, teraźniejszością i przyszłością. Zatem najlepszym opisem czwartego wymiaru byłaby chronologia.
Inne wymiary dotyczą prawdopodobieństw. Piąty i szósty wymiar są związane z przyszłością. Według fizyki kwantowej może istnieć dowolna liczba możliwych przyszłości, ale wynik jest tylko jeden, a powodem tego jest wybór. Piąty i szósty wymiar są związane z rozwidleniem (zmianą, rozgałęzieniem) każdego z tych prawdopodobieństw. Zasadniczo, gdybyś mógł kontrolować piąty i szósty wymiar, mógłbyś cofnąć się w czasie lub odwiedzić inną przyszłość.
Wymiary od 7 do 10 odnoszą się do Wszechświata i jego skali. Opierają się na fakcie, że istnieje kilka wszechświatów, a każdy z nich ma swoją własną sekwencję wymiarów rzeczywistości i możliwych wyników. Dziesiąty i ostatni wymiar jest właściwie jednym ze wszystkich możliwych rezultatów wszystkich wszechświatów.
Interaktywny |
(1
oceny, średnia: 5,00
z 5)
Bycie blisko czarnej dziury nie jest najbezpieczniejszą opcją dla żadnego obiektu kosmicznego. W końcu te tajemnicze formacje są takie...
Jeśli wydostaniesz się z Układu Słonecznego, znajdziesz się wśród gwiezdnych sąsiadów żyjących własnym życiem. Ale która gwiazda jest najbliżej? ...
Które są na nim. W większości przypadków wszyscy jesteśmy przykuci łańcuchami do miejsca, w którym żyjemy i pracujemy. Rozmiar naszego świata jest niesamowity, ale to zupełnie nic w porównaniu z Wszechświatem. Jak to się mówi - „urodziłem się za późno na odkrywanie świata i za wcześnie, aby odkrywać kosmos”. To nawet obraźliwe. Jednak zaczynajmy – tylko uważaj, żeby nie dostać zawrotów głowy.
1. To jest Ziemia.
To ta sama planeta, która jest obecnie jedynym domem ludzkości. Miejsce, w którym w magiczny sposób (a może nie tak magicznie) pojawiło się życie i w trakcie ewolucji pojawiliśmy się ty i ja.
2. Nasze miejsce w Układzie Słonecznym.
Najbliższe duże obiekty kosmiczne, które nas otaczają, to oczywiście nasi sąsiedzi w Układzie Słonecznym. Każdy pamięta swoje imiona z dzieciństwa, a na lekcjach o otaczającym ich świecie wykonują modele. Tak się złożyło, że nawet wśród nich nie jesteśmy najwięksi...
3. Odległość między naszą Ziemią a Księżycem.
Nie wydaje się to aż tak daleko, prawda? A jeśli weźmiemy pod uwagę również współczesne prędkości, to „w ogóle nic”.
4. Właściwie to dość daleko.
Jeśli spróbujesz, to bardzo dokładnie i wygodnie - między planetą a satelitą możesz z łatwością umieścić resztę planet Układu Słonecznego.
5. Jednak kontynuujmy rozmowę o planetach.
Przed tobą Ameryka Północna, jakby była umieszczona na Jowiszu. Tak, ta mała zielona plamka to Ameryka Północna. Czy możesz sobie wyobrazić, jak ogromna byłaby nasza Ziemia, gdybyśmy przenieśli ją do skali Jowisza? Ludzie prawdopodobnie nadal odkrywaliby nowe lądy)
6. To jest Ziemia w porównaniu do Jowisza.
A dokładniej sześć Ziem - dla jasności.
7. Pierścienie Saturna, proszę pana.
Pierścienie Saturna miałyby tak wspaniały wygląd, gdyby kręciły się wokół Ziemi. Spójrz na Polinezję – trochę jak ikona Opery, prawda?
8. Porównajmy Ziemię ze Słońcem?
Na niebie nie wygląda na aż tak duży...
9. Oto widok Ziemi widzianej z Księżyca.
Piękne, prawda? Taki samotny na tle pustej przestrzeni. Albo nie jest pusty? Kontynuujmy...
10. I tak z Marsa
Założę się, że nawet nie byłbyś w stanie stwierdzić, czy to Ziemia.
11. To jest zdjęcie Ziemi tuż za pierścieniami Saturna
12. Ale poza Neptunem.
W sumie 4,5 miliarda kilometrów. Ile czasu zajęłoby wyszukiwanie?
13. Wróćmy więc do gwiazdy zwanej Słońcem.
Zapierający dech w piersiach widok, prawda?
14. Oto Słońce widziane z powierzchni Marsa.
15. A oto jej porównanie ze Skalą gwiazdy VY Canis Majoris.
Jak ci się podoba? Więcej niż imponujące. Czy możesz sobie wyobrazić energię tam skoncentrowaną?
16. Ale to wszystko bzdury, jeśli porównamy naszą rodzimą gwiazdę z rozmiarem galaktyki Drogi Mlecznej.
Aby było to jaśniejsze, wyobraźmy sobie, że skompresowaliśmy nasze Słońce do rozmiarów białych krwinek. W tym przypadku rozmiar Drogi Mlecznej jest dość porównywalny na przykład z rozmiarem Rosji. To jest Droga Mleczna.
17. Ogólnie gwiazdy są ogromne
Wszystko, co jest umieszczone w tym żółtym okręgu, to wszystko, co można zobaczyć nocą z Ziemi. Reszta jest niedostępna gołym okiem.
18. Ale są inne galaktyki.
Oto Droga Mleczna w porównaniu z galaktyką IC 1011, która znajduje się 350 milionów lat świetlnych od Ziemi.
Przeanalizujmy to jeszcze raz?
Zatem ta Ziemia jest naszym domem.
Przejdźmy do rozmiarów Układu Słonecznego...
Powiększmy jeszcze trochę...
A teraz do rozmiarów Drogi Mlecznej...
Kontynuujmy redukcję...
I dalej…
Prawie gotowe, nie martw się...
Gotowy! Skończyć!
To wszystko, co ludzkość może obecnie zaobserwować przy użyciu nowoczesnej technologii. To nawet nie jest mrówka... Oceńcie sami, tylko nie zwariujcie...
Takie skale są nawet trudne do zrozumienia. Ale ktoś śmiało deklaruje, że jesteśmy sami we Wszechświecie, chociaż sami nie są do końca pewni, czy Amerykanie byli na Księżycu, czy nie.
Trzymajcie się, chłopaki. Trzymajcie się.
Czy wiesz, że obserwowany przez nas Wszechświat ma dość określone granice? Przyzwyczailiśmy się kojarzyć Wszechświat z czymś nieskończonym i niepojętym. Jednak współczesna nauka, zapytana o „nieskończoność” Wszechświata, na tak „oczywiste” pytanie daje zupełnie inną odpowiedź.
Według współczesnych koncepcji rozmiar obserwowalnego Wszechświata wynosi około 45,7 miliardów lat świetlnych (lub 14,6 gigaparseków). Ale co oznaczają te liczby?
Pierwsze pytanie, które przychodzi na myśl zwykłemu człowiekowi, brzmi: jak Wszechświat może nie być nieskończony? Wydawałoby się bezsporne, że pojemnik na wszystko, co nas otacza, nie powinien mieć granic. Jeśli te granice istnieją, to jakie dokładnie są?
Załóżmy, że jakiś astronauta dociera do granic Wszechświata. Co zobaczy przed sobą? Solidna ściana? Bariera ogniowa? A co się za tym kryje – pustka? Inny wszechświat? Ale czy pustka lub inny Wszechświat może oznaczać, że jesteśmy na granicy wszechświata? Nie oznacza to przecież, że „nie ma tam niczego”. Pustka i inny Wszechświat też są „czymś”. Ale Wszechświat jest czymś, co zawiera absolutnie wszystko „coś”.
Dochodzimy do absolutnej sprzeczności. Okazuje się, że granice Wszechświata muszą ukrywać przed nami coś, co nie powinno istnieć. Albo granica Wszechświata powinna odgradzać „wszystko” od „czegoś”, ale to „coś” powinno też być częścią „wszystko”. Ogólnie rzecz biorąc, kompletny absurd. Jak zatem naukowcy mogą określić graniczny rozmiar, masę, a nawet wiek naszego Wszechświata? Wartości te, choć niewyobrażalnie duże, są wciąż skończone. Czy nauka kłóci się z oczywistością? Aby to zrozumieć, prześledźmy najpierw, jak ludzie doszli do naszego współczesnego zrozumienia Wszechświata.
Poszerzanie granic
Od niepamiętnych czasów ludzie interesowali się tym, jak wygląda otaczający ich świat. Nie ma potrzeby podawać przykładów trzech filarów i innych prób starożytnych wyjaśnienia wszechświata. Z reguły wszystko sprowadzało się do tego, że podstawą wszystkiego jest powierzchnia ziemi. Nawet w czasach starożytności i średniowiecza, kiedy astronomowie posiadali rozległą wiedzę na temat praw ruchu planet po „stałej” sferze niebieskiej, Ziemia pozostawała centrum Wszechświata.
Oczywiście nawet w starożytnej Grecji byli tacy, którzy wierzyli, że Ziemia kręci się wokół Słońca. Byli tacy, którzy mówili o wielu światach i nieskończoności Wszechświata. Jednak konstruktywne uzasadnienia tych teorii pojawiły się dopiero na przełomie rewolucji naukowej.
W XVI wieku polski astronom Mikołaj Kopernik dokonał pierwszego istotnego przełomu w wiedzy o Wszechświecie. Stanowczo udowodnił, że Ziemia jest tylko jedną z planet krążących wokół Słońca. Taki system znacznie uprościł wyjaśnienie tak złożonego i zawiłego ruchu planet w sferze niebieskiej. W przypadku nieruchomej Ziemi astronomowie musieli wymyślić najróżniejsze sprytne teorie wyjaśniające zachowanie planet. Z drugiej strony, jeśli przyjmiemy, że Ziemia się porusza, wyjaśnienie takich skomplikowanych ruchów przychodzi naturalnie. W ten sposób w astronomii zakorzenił się nowy paradygmat zwany „heliocentryzmem”.
Wiele słońc
Jednak nawet po tym astronomowie w dalszym ciągu ograniczali Wszechświat do „sfery gwiazd stałych”. Aż do XIX wieku nie byli w stanie oszacować odległości do gwiazd. Od kilku stuleci astronomowie bezskutecznie próbują wykryć odchylenia położenia gwiazd w stosunku do ruchu orbitalnego Ziemi (paralaksy roczne). Przyrządy tamtych czasów nie pozwalały na tak dokładne pomiary.
Wreszcie w 1837 roku rosyjsko-niemiecki astronom Wasilij Struve zmierzył paralaksę. Oznaczało to nowy krok w zrozumieniu skali przestrzeni. Teraz naukowcy mogli śmiało powiedzieć, że gwiazdy są odległymi podobieństwami do Słońca. A nasze źródło światła nie jest już centrum wszystkiego, ale równym „mieszkańcem” nieskończonej gromady gwiazd.
Astronomowie jeszcze bardziej zbliżyli się do zrozumienia skali Wszechświata, ponieważ odległości do gwiazd okazały się naprawdę monstrualne. W porównaniu z tym nawet wielkość orbit planet wydawała się nieistotna. Następnie należało zrozumieć, w jaki sposób gwiazdy są skupione w .
Wiele dróg mlecznych
Słynny filozof Immanuel Kant przewidział podstawy współczesnego rozumienia wielkoskalowej struktury Wszechświata już w 1755 roku. Postawił hipotezę, że Droga Mleczna jest ogromną wirującą gromadą gwiazd. Z kolei wiele z obserwowanych mgławic to także bardziej odległe „drogi mleczne” – galaktyki. Mimo to aż do XX wieku astronomowie wierzyli, że wszystkie mgławice są źródłami powstawania gwiazd i są częścią Drogi Mlecznej.
Sytuacja uległa zmianie, gdy astronomowie nauczyli się mierzyć odległości między galaktykami za pomocą . Jasność bezwzględna gwiazd tego typu ściśle zależy od okresu ich zmienności. Porównując ich jasność bezwzględną z widzialną, można z dużą dokładnością określić odległość do nich. Metodę tę opracowali na początku XX wieku Einar Hertzschrung i Harlow Scelpi. Dzięki niemu radziecki astronom Ernst Epic w 1922 roku określił odległość do Andromedy, która okazała się o rząd wielkości większa niż rozmiar Drogi Mlecznej.
Edwin Hubble kontynuował inicjatywę Epic. Mierząc jasność cefeid w innych galaktykach, zmierzył ich odległość i porównał ją z przesunięciem ku czerwieni w ich widmach. Dlatego w 1929 roku opracował swoje słynne prawo. Jego praca definitywnie obaliła ugruntowany pogląd, że Droga Mleczna jest krawędzią Wszechświata. Teraz była to jedna z wielu galaktyk, które kiedyś uważano za jej część. Hipoteza Kanta została potwierdzona niemal dwa wieki po jej opracowaniu.
Następnie odkryte przez Hubble'a powiązanie między odległością galaktyki od obserwatora w stosunku do prędkości jej usuwania z niego pozwoliło na narysowanie pełnego obrazu wielkoskalowej struktury Wszechświata. Okazało się, że galaktyki stanowiły tylko znikomą część. Połączyły się w gromady, a gromady w supergromady. Z kolei supergromady tworzą największe znane struktury we Wszechświecie – nici i ściany. Struktury te, sąsiadujące z ogromnymi superpustkami (), tworzą wielkoskalową strukturę znanego obecnie Wszechświata.
Pozorna nieskończoność
Z powyższego wynika, że w ciągu zaledwie kilku stuleci nauka stopniowo przeskoczyła od geocentryzmu do nowoczesnego rozumienia Wszechświata. Nie odpowiada to jednak na pytanie, dlaczego dzisiaj ograniczamy Wszechświat. Przecież do tej pory mówiliśmy tylko o skali przestrzeni, a nie o samej jej naturze.
Pierwszym, który postanowił uzasadnić nieskończoność Wszechświata, był Izaak Newton. Odkrywszy prawo powszechnego ciążenia, wierzył, że gdyby przestrzeń była skończona, wszystkie jej ciała prędzej czy później połączyłyby się w jedną całość. Przed nim, jeśli ktoś wyrażał ideę nieskończoności Wszechświata, robił to wyłącznie w duchu filozoficznym. Bez podstaw naukowych. Przykładem tego jest Giordano Bruno. Nawiasem mówiąc, podobnie jak Kant, wyprzedzał naukę o wiele wieków. Jako pierwszy oświadczył, że gwiazdy są odległymi słońcami, a wokół nich krążą także planety.
Wydawać by się mogło, że sam fakt nieskończoności jest całkiem uzasadniony i oczywisty, jednak punkty zwrotne nauki XX wieku zachwiały tą „prawdą”.
Wszechświat stacjonarny
Pierwszy znaczący krok w kierunku opracowania nowoczesnego modelu Wszechświata wykonał Albert Einstein. Słynny fizyk przedstawił swój model stacjonarnego Wszechświata w 1917 roku. Model ten opierał się na opracowanej przez niego rok wcześniej ogólnej teorii względności. Według jego modelu Wszechświat jest nieskończony w czasie i skończony w przestrzeni. Ale, jak zauważono wcześniej, według Newtona Wszechświat o skończonych rozmiarach musi się zapaść. Aby to zrobić, Einstein wprowadził stałą kosmologiczną, która kompensowała przyciąganie grawitacyjne odległych obiektów.
Bez względu na to, jak paradoksalnie może to zabrzmieć, Einstein nie ograniczył samej skończoności Wszechświata. Jego zdaniem Wszechświat jest zamkniętą powłoką hipersfery. Analogią jest powierzchnia zwykłej trójwymiarowej kuli, na przykład globu lub Ziemi. Bez względu na to, jak długo podróżnik przemierza Ziemię, nigdy nie dotrze do jej krańca. Nie oznacza to jednak, że Ziemia jest nieskończona. Podróżnik po prostu wróci do miejsca, z którego rozpoczął swoją podróż.
Na powierzchni hipersfery
W ten sam sposób kosmiczny wędrowiec przemierzający Wszechświat Einsteina na statku kosmicznym może wrócić na Ziemię. Tylko tym razem wędrowiec będzie poruszał się nie po dwuwymiarowej powierzchni kuli, ale po trójwymiarowej powierzchni hipersfery. Oznacza to, że Wszechświat ma skończoną objętość, a co za tym idzie, skończoną liczbę gwiazd i masę. Jednakże Wszechświat nie ma ani granic, ani żadnego centrum.
Einstein doszedł do tych wniosków, łącząc w swojej słynnej teorii przestrzeń, czas i grawitację. Przed nim pojęcia te uważano za odrębne, dlatego przestrzeń Wszechświata była czysto euklidesowa. Einstein udowodnił, że grawitacja sama w sobie jest zakrzywieniem czasoprzestrzeni. To radykalnie zmieniło wczesne poglądy na temat natury Wszechświata, oparte na klasycznej mechanice Newtona i geometrii euklidesowej.
Rozszerzający się Wszechświat
Nawet sam odkrywca „nowego Wszechświata” nie był obcy złudzeniom. Chociaż Einstein ograniczył Wszechświat w przestrzeni, nadal uważał go za statyczny. Według jego modelu Wszechświat był i pozostaje wieczny, a jego rozmiar zawsze pozostaje taki sam. W 1922 roku radziecki fizyk Aleksander Friedman znacznie rozszerzył ten model. Według jego obliczeń Wszechświat wcale nie jest statyczny. Z biegiem czasu może się rozszerzać lub kurczyć. Warto zauważyć, że Friedman doszedł do takiego modelu w oparciu o tę samą teorię względności. Udało mu się zastosować tę teorię bardziej poprawnie, omijając stałą kosmologiczną.
Albert Einstein nie zaakceptował od razu tej „poprawki”. Ten nowy model pomógł we wspomnianym wcześniej odkryciu Hubble'a. Recesja galaktyk bezsprzecznie potwierdziła fakt ekspansji Wszechświata. Einstein musiał więc przyznać się do błędu. Teraz Wszechświat miał pewien wiek, który jest ściśle zależny od stałej Hubble'a, która charakteryzuje tempo jego ekspansji.
Dalszy rozwój kosmologii
Gdy naukowcy próbowali rozwiązać to pytanie, odkryto wiele innych ważnych składników Wszechświata i opracowano różne jego modele. I tak w 1948 roku George Gamow przedstawił hipotezę „gorącego Wszechświata”, która później przekształciła się w teorię Wielkiego Wybuchu. Odkrycie w 1965 roku potwierdziło jego podejrzenia. Teraz astronomowie mogli obserwować światło, które pochodziło od momentu, gdy Wszechświat stał się przezroczysty.
Ciemna materia, przewidziana w 1932 roku przez Fritza Zwicky'ego, została potwierdzona w 1975 roku. Ciemna materia w rzeczywistości wyjaśnia samo istnienie galaktyk, gromad galaktyk i samej struktury Uniwersum jako całości. W ten sposób naukowcy dowiedzieli się, że większość masy Wszechświata jest całkowicie niewidoczna.
Wreszcie w 1998 roku podczas badania odległości odkryto, że Wszechświat rozszerza się w coraz szybszym tempie. Ten najnowszy punkt zwrotny w nauce dał początek naszemu współczesnemu rozumieniu natury wszechświata. Współczynnik kosmologiczny, wprowadzony przez Einsteina i obalony przez Friedmana, ponownie znalazł swoje miejsce w modelu Wszechświata. Obecność współczynnika kosmologicznego (stała kosmologiczna) wyjaśnia jego przyspieszoną ekspansję. Aby wyjaśnić obecność stałej kosmologicznej, wprowadzono koncepcję hipotetycznego pola zawierającego większość masy Wszechświata.
Współczesne rozumienie wielkości obserwowalnego Wszechświata
Współczesny model Wszechświata nazywany jest także modelem ΛCDM. Litera „Λ” oznacza obecność stałej kosmologicznej, która wyjaśnia przyspieszoną ekspansję Wszechświata. „CDM” oznacza, że Wszechświat jest wypełniony zimną ciemną materią. Ostatnie badania wskazują, że stała Hubble'a wynosi około 71 (km/s)/Mpc, co odpowiada wiekowi Wszechświata wynoszącemu 13,75 miliarda lat. Znając wiek Wszechświata, możemy oszacować wielkość jego obserwowalnego obszaru.
Zgodnie z teorią względności informacja o jakimkolwiek obiekcie nie może dotrzeć do obserwatora z prędkością większą niż prędkość światła (299 792 458 m/s). Okazuje się, że obserwator widzi nie tylko obiekt, ale jego przeszłość. Im dalej od niego znajduje się przedmiot, tym bardziej odległa jest jego przeszłość. Przykładowo, patrząc na Księżyc, widzimy jak był nieco ponad sekundę temu, Słońce – ponad osiem minut temu, najbliższe gwiazdy – lata, galaktyki – miliony lat temu itd. W stacjonarnym modelu Einsteina Wszechświat nie ma ograniczenia wiekowego, co oznacza, że jego obserwowalny obszar również nie jest niczym ograniczony. Obserwator, uzbrojony w coraz bardziej wyrafinowane instrumenty astronomiczne, będzie obserwował coraz bardziej odległe i starożytne obiekty.
Mamy inny obraz współczesnego modelu Wszechświata. Według niej Wszechświat ma swój wiek, a co za tym idzie granicę obserwacji. Oznacza to, że od narodzin Wszechświata żaden foton nie mógł pokonać odległości większej niż 13,75 miliarda lat świetlnych. Okazuje się, że możemy powiedzieć, że obserwowalny Wszechświat jest ograniczony od obserwatora do sferycznego obszaru o promieniu 13,75 miliarda lat świetlnych. Jednak nie jest to do końca prawdą. Nie powinniśmy zapominać o rozszerzaniu się przestrzeni Wszechświata. Zanim foton dotrze do obserwatora, obiekt, który go wyemitował, będzie już oddalony od nas o 45,7 miliarda lat świetlnych. lata. Rozmiar ten jest horyzontem cząstek, jest granicą obserwowalnego Wszechświata.
Nad horyzontem
Zatem wielkość obserwowalnego Wszechświata dzieli się na dwa typy. Pozorny rozmiar, zwany także promieniem Hubble'a (13,75 miliarda lat świetlnych). Oraz prawdziwy rozmiar, zwany horyzontem cząstek (45,7 miliardów lat świetlnych). Ważne jest to, że oba te horyzonty wcale nie charakteryzują rzeczywistej wielkości Wszechświata. Po pierwsze, zależą one od położenia obserwatora w przestrzeni. Po drugie, zmieniają się z biegiem czasu. W przypadku modelu ΛCDM horyzont cząstek rozszerza się z prędkością większą niż horyzont Hubble'a. Współczesna nauka nie daje odpowiedzi na pytanie, czy tendencja ta ulegnie zmianie w przyszłości. Ale jeśli założymy, że Wszechświat nadal rozszerza się z przyspieszeniem, to wszystkie te obiekty, które teraz widzimy, prędzej czy później znikną z naszego „pola widzenia”.
Obecnie najbardziej odległym światłem obserwowanym przez astronomów jest kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła. Zaglądając w to, naukowcy widzą Wszechświat takim, jaki był 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. W tym momencie Wszechświat ostygł na tyle, że był w stanie wyemitować wolne fotony, które dziś wykrywa się za pomocą radioteleskopów. W tamtym czasie we Wszechświecie nie było gwiazd ani galaktyk, a jedynie ciągła chmura wodoru, helu i znikomej ilości innych pierwiastków. Na podstawie niejednorodności zaobserwowanych w tym obłoku utworzą się następnie gromady galaktyk. Okazuje się, że najbliżej horyzontu cząstek znajdują się dokładnie te obiekty, które powstaną z niejednorodności kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła.
Prawdziwe granice
To, czy Wszechświat ma prawdziwe, nieobserwowalne granice, jest nadal przedmiotem pseudonaukowych spekulacji. Tak czy inaczej, wszyscy zgadzają się co do nieskończoności Wszechświata, ale interpretują tę nieskończoność na zupełnie inne sposoby. Niektórzy uważają, że Wszechświat jest wielowymiarowy, a nasz „lokalny” trójwymiarowy Wszechświat jest tylko jedną z jego warstw. Inni twierdzą, że Wszechświat jest fraktalny – co oznacza, że nasz lokalny Wszechświat może być cząstką innego. Nie powinniśmy zapominać o różnych modelach Multiwersu z jego zamkniętymi, otwartymi, równoległymi wszechświatami i tunelami czasoprzestrzennymi. A jest wiele, wiele różnych wersji, których ilość ogranicza jedynie ludzka wyobraźnia.
Jeśli jednak zwrócimy się ku zimnemu realizmowi lub po prostu odstąpimy od wszystkich tych hipotez, wówczas możemy założyć, że nasz Wszechświat jest nieskończenie jednorodnym pojemnikiem wszystkich gwiazd i galaktyk. Co więcej, w każdym bardzo odległym punkcie, oddalonym od nas o miliardy gigaparseków, wszystkie warunki będą dokładnie takie same. W tym momencie horyzont cząstek i kula Hubble'a będą dokładnie takie same, z tym samym promieniowaniem reliktowym na krawędziach. Wokół będą te same gwiazdy i galaktyki. Co ciekawe, nie stoi to w sprzeczności z ekspansją Wszechświata. W końcu nie tylko Wszechświat się rozszerza, ale sama jego przestrzeń. Fakt, że w momencie Wielkiego Wybuchu Wszechświat powstał tylko z jednego punktu, oznacza, że nieskończenie małe (praktycznie zerowe) wymiary, jakie wówczas były, zamieniły się teraz w niewyobrażalnie duże. W przyszłości wykorzystamy właśnie tę hipotezę, aby jasno zrozumieć skalę obserwowalnego Wszechświata.
Reprezentacja wizualna
Różne źródła podają wszelkiego rodzaju modele wizualne, które pozwalają ludziom zrozumieć skalę Wszechświata. Jednak nie wystarczy nam uświadomienie sobie, jak duży jest kosmos. Ważne jest, aby wyobrazić sobie, jak w rzeczywistości manifestują się pojęcia takie jak horyzont Hubble'a i horyzont cząstek. Aby to zrobić, wyobraźmy sobie krok po kroku nasz model.
Zapomnijmy, że współczesna nauka nie wie o „obcym” regionie Wszechświata. Pomijając wersje multiwersów, fraktalny Wszechświat i inne jego „odmiany”, wyobraźmy sobie, że jest on po prostu nieskończony. Jak wspomniano wcześniej, nie stoi to w sprzeczności z ekspansją jego przestrzeni. Oczywiście bierzemy pod uwagę, że jej sfera Hubble'a i sfera cząstek mają odpowiednio 13,75 i 45,7 miliardów lat świetlnych.
Skala Wszechświata
Naciśnij przycisk START i odkryj nowy, nieznany świat!
Najpierw spróbujmy zrozumieć, jak duża jest skala uniwersalna. Jeśli podróżowałeś po naszej planecie, możesz sobie wyobrazić, jak duża jest dla nas Ziemia. Teraz wyobraźcie sobie naszą planetę jako ziarno gryki poruszające się po orbicie wokół arbuza-Słońca wielkości połowy boiska do piłki nożnej. W tym przypadku orbita Neptuna będzie odpowiadać wielkości małego miasta, obszar będzie odpowiadał Księżycowi, a obszar granicy wpływu Słońca będzie odpowiadał Marsowi. Okazuje się, że nasz Układ Słoneczny jest o tyle większy od Ziemi, o ile Mars jest większy od kaszy gryczanej! Ale to dopiero początek.
Wyobraźmy sobie teraz, że ta kasza gryczana będzie naszym systemem, którego wielkość jest w przybliżeniu równa jednemu parsekowi. Wtedy Droga Mleczna będzie wielkości dwóch stadionów piłkarskich. Jednak to nam nie wystarczy. Droga Mleczna również będzie musiała zostać zmniejszona do rozmiarów centymetrowych. Będzie przypominać nieco piankę kawową owiniętą w wir pośrodku kawowoczarnej przestrzeni międzygalaktycznej. Dwadzieścia centymetrów od niego znajduje się ten sam spiralny „okruszek” - Mgławica Andromedy. Wokół nich będzie rój małych galaktyk naszej Gromady Lokalnej. Pozorny rozmiar naszego Wszechświata wyniesie 9,2 km. Doszliśmy do zrozumienia wymiarów uniwersalnych.
Wewnątrz bańki uniwersalnej
Jednak samo zrozumienie skali nie wystarczy. Ważne jest, aby urzeczywistnić Wszechświat w dynamice. Wyobraźmy sobie siebie jako gigantów, dla których Droga Mleczna ma centymetrową średnicę. Jak przed chwilą zauważyliśmy, znajdziemy się wewnątrz kuli o promieniu 4,57 i średnicy 9,24 km. Wyobraźmy sobie, że jesteśmy w stanie unieść się w tej kuli, podróżować, pokonując całe megaparseki w ciągu sekundy. Co zobaczymy, jeśli nasz Wszechświat będzie nieskończony?
Oczywiście pojawią się przed nami niezliczone galaktyki wszelkiego rodzaju. Eliptyczne, spiralne, nieregularne. W niektórych obszarach będzie ich pełno, w innych będzie pusto. Główną cechą będzie to, że wizualnie wszystkie będą nieruchome, podczas gdy my będziemy nieruchomi. Ale gdy tylko zrobimy krok, same galaktyki zaczną się poruszać. Na przykład, jeśli uda nam się dostrzec mikroskopijny Układ Słoneczny w centymetrowej Drodze Mlecznej, będziemy mogli obserwować jego rozwój. Oddalając się o 600 metrów od naszej galaktyki, zobaczymy protogwiazdę Słońce i dysk protoplanetarny w momencie powstawania. Zbliżając się do niego, zobaczymy, jak pojawia się Ziemia, powstaje życie i pojawia się człowiek. W ten sam sposób zobaczymy, jak galaktyki zmieniają się i poruszają, gdy się od nich oddalamy lub zbliżamy.
W rezultacie, im bardziej odległym galaktykom przyjrzymy się, tym starsze będą dla nas. Najdalsze galaktyki będą więc oddalone od nas o ponad 1300 metrów, a na przełomie 1380 metrów będziemy już widzieć promieniowanie reliktowe. To prawda, że ta odległość będzie dla nas wyimaginowana. Jednak w miarę zbliżania się do kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła zobaczymy interesujący obraz. Naturalnie będziemy obserwować, jak galaktyki będą się formować i rozwijać z początkowej chmury wodoru. Kiedy dotrzemy do jednej z tych uformowanych galaktyk, zrozumiemy, że w ogóle przebyliśmy nie 1,375 km, ale całe 4,57.
Pomniejszanie
W efekcie powiększymy jeszcze bardziej. Teraz możemy umieścić całe puste przestrzenie i ściany w pięści. Znajdziemy się zatem w dość małej bańce, z której nie będzie można się wydostać. Nie tylko odległość do obiektów na krawędzi bańki będzie się zwiększać w miarę ich zbliżania się, ale sama krawędź będzie się przesuwać w nieskończoność. To jest cały punkt wielkości obserwowalnego Wszechświata.
Nieważne jak duży jest Wszechświat, dla obserwatora zawsze pozostanie on ograniczoną bańką. Obserwator zawsze będzie w centrum tej bańki, a właściwie to on jest jej centrum. Próbując dostać się do dowolnego obiektu na krawędzi bańki, obserwator przesunie jej środek. W miarę zbliżania się do obiektu, obiekt ten będzie się coraz bardziej oddalał od krawędzi bańki i jednocześnie będzie się zmieniał. Na przykład z bezkształtnej chmury wodoru zamieni się w pełnoprawną galaktykę lub dalej gromadę galaktyczną. Ponadto ścieżka do tego obiektu będzie się zwiększać w miarę zbliżania się do niego, ponieważ zmieni się sama otaczająca przestrzeń. Po dotarciu do tego obiektu przesuniemy go jedynie od krawędzi bańki do jej środka. Na krańcach Wszechświata promieniowanie reliktowe będzie nadal migotać.
Jeśli założymy, że Wszechświat będzie nadal rozszerzał się w przyspieszonym tempie, to będąc w centrum bańki i przesuwając czas do przodu o miliardy, biliony, a nawet o wyższe rzędy lat, dostrzeżemy jeszcze ciekawszy obraz. Chociaż nasza bańka również będzie się powiększać, jej zmieniające się składniki będą oddalać się od nas jeszcze szybciej, opuszczając krawędź tej bańki, aż każda cząsteczka Wszechświata będzie wędrować osobno w swojej samotnej bańce, bez możliwości interakcji z innymi cząsteczkami.
Zatem współczesna nauka nie ma informacji o rzeczywistym rozmiarze Wszechświata i tym, czy ma on granice. Wiemy jednak na pewno, że obserwowalny Wszechświat ma widoczną i prawdziwą granicę, zwaną odpowiednio promieniem Hubble'a (13,75 miliarda lat świetlnych) i promieniem cząstki (45,7 miliarda lat świetlnych). Granice te zależą całkowicie od położenia obserwatora w przestrzeni i rozszerzają się w czasie. Jeśli promień Hubble'a rozszerza się ściśle z prędkością światła, wówczas ekspansja horyzontu cząstek ulega przyspieszeniu. Otwarte pozostaje pytanie, czy jego przyspieszanie horyzontu cząstek będzie kontynuowane i czy zostanie zastąpione kompresją.