Universum

Universum är ett begrepp som inte har en strikt definition inom astronomi och filosofi [komm. 1] . Den är uppdelad i två fundamentalt olika enheter: spekulativ (filosofisk) och materiell , tillgänglig för observation i nuläget eller inom överskådlig framtid. Om författaren skiljer mellan dessa entiteter, så kallas den första, enligt traditionen, universum och den andra - det astronomiska universum eller Metagalaxy (denna term har praktiskt taget tappat ur bruk nyligen).

Historiskt har olika ord använts för att hänvisa till "hela rymden", inklusive motsvarigheter och varianter från olika språk, såsom " kosmos ", "värld" [1] , "himmelsfär". Termen "makrokosmos" [2] har också använts, även om den är avsedd att definiera system i stor skala, inklusive deras delsystem och delar. Likaså används ordet " mikrokosmos " för att hänvisa till system i liten skala.

Varje studie eller observation, vare sig det är en fysikers observation av hur kärnan i en atom splittras, ett barn som tittar på en katt eller en astronom som observerar en avlägsen galax , är alla en observation av universum, eller snarare, av dess individuella delar. Dessa delar tjänar som ämne för studier av individuella vetenskaper, och astronomi och kosmologi är engagerade i universum i största möjliga skala, och till och med universum som helhet ; i detta fall förstås universum antingen som en region av världen som täcks av observationer och rymdexperiment, eller som ett objekt för kosmologiska extrapolationer - det fysiska universum som helhet [3] .

Ämnet för artikeln är kunskap om det observerbara universum som helhet: observationer , deras teoretiska tolkning och bildningshistoria .

Bland de otvetydigt tolkbara fakta om universums egenskaper presenterar vi här följande:

Det vanligaste grundämnet är väte.	Universums expansion är linjär upp till z ~0,1 med god noggrannhet .	Relikbakgrunden fluktuerar på skalor av fjärde ordningen av litenhet.
Bakgrundstemperaturen beror på z .	Närvaron av L α -skog i spektra av avlägsna objekt ( kvasarer ) med z > 6 .	Närvaron av en stark inhomogenitet i fördelningen av galaxer på skalor < 100 Mpc .

De teoretiska förklaringarna och beskrivningarna av dessa fenomen är baserade på den kosmologiska principen , vars essens är att observatörer, oavsett observationsplats och riktning, i genomsnitt upptäcker samma bild. Teorier själva försöker förklara och beskriva ursprunget till kemiska grundämnen , utvecklingsförloppet och orsaken till expansion , uppkomsten av storskalig struktur .

Den första betydande pushen mot moderna idéer om universum gjordes av Copernicus. Det näst största bidraget gjordes av Kepler och Newton. Men verkligt revolutionära förändringar i vår förståelse av universum ägde rum först på 1900-talet.

Etymologi

Det ryska ordet "Universum" är ett lån från Art. vsel҄enaꙗ [4] , som är ett spårningspapper från det antika grekiska ordet οἰκουμένη [5] , från verbet οἰκέω "Jag bor, jag bor" och i första meningen hade det bara betydelsen av den bebodda delen av världen. Därför är det ryska ordet "Universum" relaterat till substantivet "bosättning" och endast konsonant med det attributiva pronomenet "allt". Den mest allmänna definitionen av "universum" bland antika grekiska filosofer, som börjar med pytagoreerna , var τὸ πᾶν (allt), vilket inkluderade både all materia ( τὸ ὅλον ) och hela kosmos ( τὸ κεν ) [6] ν .

Universums ansikte

Kemisk sammansättning [7]	Medeltemperatur för bakgrundsstrålningen	Densitet av materia i universum [8] [9]	Tillståndsekvation [8]
H - 75% He - 23% O - 1% C - 0,5%	2 725 K	10 −29 g/ cm3 . Varav: Mörk energi - 68,3% Mörk materia - 26,8% Baryon materia - 4,9%	-1,1±0,4

Genom att representera universum som hela den omgivande världen, gör vi det omedelbart unikt och unikt. Och samtidigt berövar vi oss själva möjligheten att beskriva det i termer av klassisk mekanik: på grund av dess unikhet kan universum inte interagera med någonting, det är ett system av system, och därför sådana begrepp som massa, form, storlek förlora sin mening i förhållande till det. Istället måste man tillgripa termodynamikens språk, med begrepp som densitet , tryck , temperatur , kemisk sammansättning .

Universum påminner dock inte mycket om vanlig gas. Redan på den största skalan står vi inför expansionen av universum och reliktbakgrunden . Naturen hos det första fenomenet är gravitationssamverkan mellan alla existerande föremål. Det är dess utveckling som avgör universums framtid . Det andra fenomenet är ett arv från tidiga epoker, när ljuset från den heta Big Bang praktiskt taget upphörde att interagera med materia, separerat från den. Nu, på grund av universums expansion, har de flesta fotoner som sänds ut då flyttats från det synliga området till mikrovågsradioområdet .

När man flyttar till en våg mindre än 100 M st , avslöjas en tydlig cellstruktur . Inuti cellerna finns det tomhet - tomrum . Och väggarna är bildade av superkluster av galaxer . Dessa superkluster är den översta nivån i hela hierarkin, sedan finns det galaxhopar , sedan lokala grupper av galaxer , och den lägsta nivån (skala 5 - 200 kpc ) är en enorm variation av mycket olika objekt. Naturligtvis är de alla galaxer, men de är alla olika: de är linsformade , oregelbundna , elliptiska , spiralformade , med polära ringar, med aktiva kärnor , etc.

Av dessa är det värt att nämna separat kvasarer, som kännetecknas av en mycket hög ljusstyrka och en så liten vinkelstorlek att de under flera år efter upptäckten inte kunde särskiljas från "punktkällor" - stjärnor . Den bolometriska ljusstyrkan hos kvasarer kan nå 10 46 - 10 47 erg/s [10] .

När vi går vidare till galaxens sammansättning finner vi: mörk materia , kosmisk strålning , interstellär gas , klothopar , öppna hopar , dubbelstjärnor , stjärnsystem med högre mångfald , supermassiva svarta hål och svarta hål med stjärnmassa, och slutligen, enstaka stjärnor av olika populationer .

Deras individuella utveckling och interaktion med varandra ger upphov till många fenomen. Således antas det att energikällan för de redan nämnda kvasarerna är ansamlingen av interstellär gas till ett supermassivt centralt svart hål.

Separat är det värt att nämna gammastrålning - dessa är plötsliga kortvariga lokaliserade ökningar av intensiteten av kosmisk gammastrålning med en energi på tiotals och hundratals keV [11] . Från uppskattningar av avstånd till gammastrålning kan man dra slutsatsen att energin som sänds ut av dem i gammaområdet når 10 50 erg. Som jämförelse är ljusstyrkan för hela galaxen i samma område "bara" 10 38 erg/c. Sådana ljusa blixtar är synliga från universums yttersta hörn, så GRB 090423 har en rödförskjutning z = 8,2.

Det mest komplexa komplexet, som inkluderar många processer, är utvecklingen av galaxen [12] :

I mitten av diagrammet finns viktiga stadier i utvecklingen av en stjärna : från dess bildande till döden. Deras förlopp är lite beroende av vad som händer med hela galaxen som helhet. Det totala antalet nybildade stjärnor och deras parametrar är dock föremål för betydande yttre påverkan. Processer vars skalor är jämförbara med eller större än galaxens storlek (i diagrammet är dessa alla andra som inte ingår i den centrala regionen), ändrar den morfologiska strukturen, stjärnbildningshastigheten och därmed hastigheten av kemikalier evolution, galaxens spektrum och så vidare.

Observationer

Den ovan beskrivna mångfalden ger upphov till ett helt spektrum av problem av observationskaraktär. En grupp kan inkludera studier av enskilda fenomen och föremål, och dessa är:

expansionsfenomen. Och för detta måste du mäta avstånden och rödförskjutningarna för så långt borta objekt som möjligt. Vid närmare granskning översätts detta till en hel rad uppgifter som kallas avståndsskalan .
Relik bakgrund.
Individuella avlägsna objekt som kvasarer och gammastrålningskurar.

Avlägsna och gamla föremål avger lite ljus och gigantiska teleskop som Keck Observatory , VLT , BTA , Hubble , James Webb och E-ELT som är under uppbyggnad behövs . Dessutom behövs specialiserade verktyg för att slutföra den första uppgiften, som Hipparcos och Gaia .

Som nämnts ligger CMB-strålningen i mikrovågsvåglängdsområdet, därför behövs radioobservationer och helst rymdteleskop som WMAP och Planck för att studera den .

De unika egenskaperna hos gammastrålningskurar kräver inte bara gammastrålaboratorier i omloppsbana, som SWIFT , utan också ovanliga teleskop - robotteleskop - vars synfält är större än det för de tidigare nämnda SDSS- instrumenten och som kan observera i automatiskt läge . Exempel på sådana system är teleskopen från det ryska nätverket " Master " och det rysk-italienska projektet Tortora .

De tidigare uppgifterna är arbete med enskilda objekt. Ett helt annat tillvägagångssätt krävs för:

Studie av universums storskaliga struktur.
Studiet av galaxernas utveckling och processerna för dess beståndsdelar . Det behövs alltså observationer av så gamla föremål som möjligt och i så stort antal som möjligt.

Å ena sidan behövs massiva undersökningsobservationer. Detta tvingar fram användningen av bredfältsteleskop som de i SDSS-projektet. Å andra sidan krävs detaljering, som i storleksordningar överstiger behoven för de flesta av den tidigare gruppens uppgifter. Och detta är endast möjligt med hjälp av VLBI-observationer , med en bas med jordens diameter , eller ännu mer som Radioastron- experimentet .

Separat är det värt att lyfta fram sökandet efter relikneutriner . För att lösa det är det nödvändigt att använda speciella teleskop - neutrinoteleskop och neutrinodetektorer - som Baksan neutrinoteleskop , Baikal under vattnet , IceCube , KATRIN .

En studie av gammastrålningskurar och den kosmiska bakgrunden indikerar att endast den optiska delen av spektrumet inte räcker till här. Jordens atmosfär har dock bara två fönster av transparens : i radion och det optiska området, och därför kan man inte klara sig utan rymdobservatorier. Från de nuvarande ger vi här Chandra , Integral , XMM-Newton , Herschel som exempel . Spektr-UV , IXO , Spektr-RG , Astrosat och många andra är under utveckling .

Avståndsskala och kosmologisk rödförskjutning

Avståndsmätning inom astronomi är en process i flera steg. Och den största svårigheten ligger i det faktum att den bästa noggrannheten för olika metoder uppnås i olika skalor. Därför, för att mäta fler och mer avlägsna objekt, används en allt längre kedja av metoder, som var och en förlitar sig på resultaten från den föregående.

Alla dessa kedjor är baserade på den trigonometriska parallaxmetoden - den grundläggande, den enda där avståndet mäts geometriskt, med minimal inblandning av antaganden och empiriska mönster. Andra metoder använder för det mesta ett standardljus för att mäta avstånd - en källa med en känd ljusstyrka. Och avståndet till det kan beräknas [13] :

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

där D är det önskade avståndet, L är ljusstyrkan och F är det uppmätta ljusflödet.

Trigonometrisk parallaxmetod

Parallax är vinkeln på grund av källans projektion på himmelssfären . Det finns två typer av parallax: årlig och grupp [14] .

Den årliga parallaxen är den vinkel vid vilken den genomsnittliga radien för jordens omloppsbana skulle vara synlig från stjärnans masscentrum. På grund av jordens rörelse i omloppsbana förändras den uppenbara positionen för varje stjärna på himlaklotet konstant - stjärnan beskriver en ellips, vars stora halvaxel visar sig vara lika med den årliga parallaxen. Enligt den kända parallaxen från den euklidiska geometrins lagar kan avståndet från jordens banas centrum till stjärnan hittas som [14] :

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

där D är det önskade avståndet, R är radien för jordens omloppsbana och den ungefärliga likheten skrivs för en liten vinkel (i radianer ). Denna formel visar väl huvudsvårigheten med denna metod: med ökande avstånd minskar parallaxvärdet längs en hyperbel, och därför är mätning av avstånden till avlägsna stjärnor förknippad med betydande tekniska svårigheter.

Kärnan i gruppparallax är som följer: om en viss stjärnhop har en märkbar hastighet i förhållande till jorden, kommer enligt projektionslagarna de synliga rörelseriktningarna för dess medlemmar att konvergera vid en punkt, kallad strålningen av klunga. Strålarens position bestäms av stjärnornas rätta rörelser och förskjutningen i deras spektrallinjer på grund av Dopplereffekten . Då hittas avståndet till klustret från följande relation [15] :

D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4,738\mu )),

där och är, respektive vinkelhastigheten (i bågsekunder per år) och den radiella (i km/s) hastigheten för klusterstjärnan, är vinkeln mellan solstjärnans och stjärnstrålande linjer, och är avståndet uttryckt i parsecs . Endast Hyaderna har märkbar gruppparallax, men före uppskjutningen av Hipparcos-satelliten är detta det enda sättet att kalibrera avståndsskalan för gamla objekt [14] . $\mu$ $V_r$ $\lambda$ $D$

Metod för att bestämma avståndet från Cepheider och RR Lyrae stjärnor

På Cepheider och stjärnor av typen RR Lyrae divergerar den enhetliga avståndsskalan i två grenar - avståndsskalan för unga objekt och för gamla [14] . Cepheider finns huvudsakligen i regioner med nyligen stjärnbildning och är därför unga föremål. Variabler av typen RR Lyrae dras mot gamla system, till exempel finns det särskilt många av dem i klotformade stjärnhopar i halo i vår galax .

Båda typerna av stjärnor är variabla, men om Cepheider är nybildade objekt, så har RR Lyrae-stjärnor härstammat från huvudsekvensen - jättar av spektraltyperna A-F, som huvudsakligen ligger på den horisontella grenen av färgstorleksdiagrammet för klothopar. Men hur de används som standardljus är annorlunda:

För Cepheider finns det ett bra förhållande "pulsationsperiod - absolut magnitud". Troligtvis beror detta på det faktum att massorna av Cepheider är olika.
För RR Lyrae-stjärnor är den genomsnittliga absoluta magnituden ungefär densamma och är [14] . ${\displaystyle M_{RR}\approx 0,78^{m))$

Bestämning av avstånd med denna metod är förknippad med ett antal svårigheter:

Det är nödvändigt att välja enskilda stjärnor. Inom Vintergatan är detta inte svårt, men ju större avståndet är, desto mindre är vinkeln mellan stjärnorna.
Det är nödvändigt att ta hänsyn till absorptionen av ljus av damm och inhomogeniteten i dess fördelning i rymden.

Dessutom förblir det för cepheider ett allvarligt problem att exakt bestämma nollpunkten för beroendet av "pulsperiod - ljusstyrka". Under hela 1900-talet har dess värde ständigt förändrats, vilket gör att den avståndsuppskattning som erhållits på liknande sätt också har förändrats. Ljusstyrkan hos RR Lyrae-stjärnor, även om den är nästan konstant, beror fortfarande på koncentrationen av tunga element.

Typ Ia supernovaavståndsmetod

En supernovaexplosion är en kolossal explosiv process som sker i hela kroppen av en stjärna, medan mängden frigjord energi ligger i intervallet 10 50 - 10 51 erg [16] . Dessutom har supernovor av typ Ia samma ljusstyrka vid maximal ljusstyrka. Tillsammans gör detta det möjligt att mäta avstånd till mycket avlägsna galaxer.

Tack vare dem upptäckte två grupper av observatörer 1998 accelerationen av universums expansion [17] . Hittills är faktumet med acceleration nästan utom tvivel, men det är omöjligt att entydigt bestämma dess storlek från supernovor: felen för stora z är fortfarande extremt stora [13] [18] .

Vanligtvis, förutom gemensamma för alla fotometriska metoder, inkluderar nackdelar och öppna problem [19] :

K-korrigeringsproblemet. Kärnan i detta problem är att det inte är den bolometriska intensiteten (integrerad över hela spektrumet) som mäts, utan i ett visst spektrum av mottagaren. Det betyder att för källor med olika rödförskjutningar mäts intensiteten i olika spektralområden. För att ta hänsyn till denna skillnad införs en speciell korrigering, kallad K-korrigering.
Formen på avståndet kontra rödförskjutningskurvan mäts av olika observatorier med olika instrument, vilket ger problem med flödeskalibreringar osv.
Förr trodde man att alla Ia-supernovor är vita dvärgar som exploderar i ett nära binärt system, där den andra komponenten är en röd jätte. Det har dock dykt upp bevis för att åtminstone några av dem kan uppstå vid sammanslagning av två vita dvärgar, vilket gör att denna underklass inte längre är lämplig att använda som ett standardljus.
Supernovas ljusstyrka beroende av den kemiska sammansättningen av förfädersstjärnan.

Metod för att bestämma avstånd med hjälp av gravitationslinser

När den passerar nära en massiv kropp avleds en ljusstråle . Således kan en massiv kropp samla en parallell ljusstråle vid ett visst fokus och bygga en bild, och det kan finnas flera av dem. Detta fenomen kallas gravitationslinsning . Om det linsförsedda objektet är variabelt och flera av dess bilder observeras, öppnar detta för möjligheten att mäta avstånd, eftersom det blir olika tidsfördröjningar mellan bilderna på grund av utbredningen av strålar i olika delar av linsens gravitationsfält (den effekt liknar Shapiro-effekten i solsystemet) [20] .

Om vi tar och (var är vinkelavståndet) som en karakteristisk skala för koordinaterna för bilden och källan (se figur) i motsvarande plan , då kan vi skriva tidsfördröjningen mellan bildernas nummer och enligt följande [20] : $\xi$ $\eta$ ${\displaystyle \xi _{0}=D_{1))$ ${\displaystyle \eta _{0}=\xi _{0}D_{s}/D_{1))$ $D$ $i$ $j$

\Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\vänster|{\ frac {1}{2}}((x_{j}-y)^{2}-(x_{i}-y)^{2})+\psi (x_{i},y)-\psi ( x_{j},y)\right|,

var och är vinkelpositionerna för källan respektive bilden är ljusets hastighet, är linsens rödförskjutning och är avböjningspotentialen beroende på valet av modell. Man tror att i de flesta fall den verkliga potentialen hos linsen är väl approximerad av en modell där materien är fördelad radiellt symmetriskt och potentialen vänder sig till oändlighet. Sedan bestäms fördröjningstiden av formeln: ${\displaystyle \chi =\xi /\xi _{0))$ ${\displaystyle y=\eta /\eta _{0))$ $c$ $z_{1}$ $\psi$

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

Men i praktiken är metodens känslighet för formen av galaxhalopotentialen betydande. Således varierar det uppmätta värdet för galaxen SBS 1520+530, beroende på modell, från 46 till 72 km/(s Mpc) [21] . $H_{0}$

Metod för att bestämma avståndet från röda jättar

De ljusaste röda jättarna har samma absoluta stellar magnitud −3,0 m ±0,2 m [22] , vilket betyder att de är lämpliga för rollen som standardljus. Observationsmässigt upptäcktes denna effekt först av Sandage 1971. Det antas att dessa stjärnor antingen är på toppen av den första stigningen av den röda jättegrenen av stjärnor med låg massa (mindre än sol) eller ligger på den asymptotiska jättegrenen.

Den största fördelen med metoden är att de röda jättarna är långt från regionerna för stjärnbildning och höga koncentrationer av damm, vilket i hög grad underlättar beräkningen av utrotning. Deras ljusstyrka beror också extremt svagt på metalliciteten hos både stjärnorna själva och deras miljö.
Huvudproblemet med denna metod är valet av röda jättar från observationer av galaxens stjärnsammansättning. Det finns två sätt att lösa det [22] :

Classic - en metod för att välja kanten på bilder. I det här fallet används vanligtvis ett Sobel-filter . Början av misslyckandet är den önskade vändpunkten . Ibland, istället för Sobel-filtret, tas Gaussian som en approximerande funktion, och kantdetekteringsfunktionen beror på de fotometriska felen i observationerna. Men i takt med att stjärnan försvagas, gör också felen i metoden. Som ett resultat är den maximala mätbara ljusstyrkan två magnituder sämre än vad utrustningen tillåter.
Det andra sättet är att konstruera luminositetsfunktionen med den maximala sannolikhetsmetoden. Denna metod är baserad på det faktum att ljusstyrkan för den röda jättegrenen är väl approximerad av en effektfunktion: $\xi (m)\propto 10^{am},$

där a är en koefficient nära 0,3, m är den observerade magnituden. Det största problemet är skillnaden i vissa fall av serien som är ett resultat av användningen av metoden för maximal sannolikhet [22] . Frågor och samtida diskussioner

Ett av problemen är osäkerheten i värdet av Hubble-konstanten och dess isotropi. En grupp forskare hävdar att värdet på Hubble-konstanten fluktuerar på skalor från 10-20° [23] . Det finns flera möjliga orsaker till detta fenomen:

Verklig fysisk effekt - i detta fall bör den kosmologiska modellen revideras radikalt;
Standardproceduren för medelvärdesberäkning av fel är felaktig [24] .

Detta leder också till en revidering av den kosmologiska modellen, men kanske inte lika betydande [25] . I sin tur visar många andra recensioner och deras teoretiska tolkning inte en anisotropi som överstiger den som lokalt orsakas av tillväxten av inhomogenitet, som inkluderar vår galax, i ett isotropiskt universum som helhet [26] [27] [28] [29] .

Studie av relikbakgrunden

Informationen som kan erhållas genom att observera relikbakgrunden är extremt varierad: själva faktumet att relikbakgrunden finns är anmärkningsvärt. Om universum existerade för evigt, är orsaken till dess existens oklar - vi observerar inte masskällor som kan skapa en sådan bakgrund. Men om universums livstid är ändlig, så är det uppenbart att orsaken till dess uppkomst ligger i de inledande stadierna av dess bildande [30] .

Hittills är den rådande uppfattningen att relikstrålning är strålning som frigörs vid tidpunkten för bildandet av väteatomer. Dessförinnan var strålningen låst i materia, eller snarare, i vad den var då - en tät het plasma.

Metoden för relikbakgrundsanalys bygger på detta antagande. Om vi mentalt spårar varje fotons väg, visar det sig att ytan på den sista spridningen är en sfär, då är det bekvämt att expandera temperaturfluktuationer i en serie när det gäller sfäriska funktioner [30] :

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

var är koefficienterna, kallade multipoler, och är de sfäriska övertonerna. Den resulterande informationen är ganska varierande. $a_{{lm}}$ $Y_{{lm}}$

Olika information är också inbäddad i avvikelser från svartkroppsstrålning. Om avvikelserna är storskaliga och systematiska, observeras Sunyaev-Zeldovich-effekten, medan små fluktuationer beror på fluktuationer av materia i de tidiga stadierna av universums utveckling.
Särskilt värdefull information om de första sekunderna av universums liv (särskilt om stadium av inflationsexpansion) tillhandahålls av polariseringen av relikbakgrunden.

Sunyaev-Zeldovich effekt

Om CMB-fotoner möter den heta gasen från galaxhopar på väg, kommer fotonerna under spridningen på grund av den omvända Compton-effekten att värmas upp (det vill säga öka frekvensen) och ta en del av energin från heta elektroner. Observationsmässigt kommer detta att manifesteras av en minskning av det kosmiska bakgrundsstrålningsflödet för mikrovågor i riktning mot stora galaxhopar i spektrats långvågsregion.

Med denna effekt kan du få information [31] :

om trycket av het intergalaktisk gas i klustret, och, möjligen, om massan av själva klustret;
på klusterhastigheten längs siktlinjen (från observationer vid olika frekvenser);
på värdet av Hubble-konstanten , med inblandning av observationer i gammaområdet. $H_{0}$

Med ett tillräckligt antal observerade kluster är det möjligt att bestämma universums totala täthet . $\Omega$

Polarisering

Polariseringen av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen kunde ha uppstått endast under upplysningens tidevarv. Eftersom spridningen är Thompson är relikstrålningen linjärt polariserad. Följaktligen är Stokes-parametrarna och , som kännetecknar de linjära parametrarna, olika, och parametern är lika med noll. Om intensiteten kan utökas i termer av skalära övertoner, så kan polarisationen utökas i termer av de så kallade spinnövertonerna [30] : $F$ $U$ $V$

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

E-läge ( gradientkomponent ) och B-läge ( roterande komponent) särskiljs [32] .

a_{lm}^{E}={\frac {1}{2}}\left(a_{lm}^{+2}+a_{lm}^{-2}\right),

a_{lm}^{B}={\frac {1}{2}}\left(a_{lm}^{+2}-a_{lm}^{-2}\right).

E-läget kan uppträda när strålning passerar genom ett inhomogent plasma på grund av Thompson-spridning. B-läget, vars maximala amplitud endast når , visas endast när det interagerar med gravitationsvågor. $0,1\mu K$

B-läget är ett tecken på universums uppblåsning och bestäms av tätheten hos primordiala gravitationsvågor . Observation av B-läget är utmanande på grund av den okända brusnivån för denna komponent i CMB, och även på grund av att B-läget blandas av svag gravitationslins med det starkare E-läget [33] .

Hittills har polarisering upptäckts, dess värde är på en nivå av flera ( mikrokelviner ). $\mu K$

CMB-fluktuationer

Efter avlägsnandet av bakgrundskällor, den konstanta komponenten av dipol- och kvadrupolövertonerna, återstår endast fluktuationer spridda över himlen, vars amplitudspridning ligger i intervallet från -15 till 15 μK [8] .

För jämförelse med teoretiska data reduceras rådata till en rotationsinvariant kvantitet [30] :

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

"Spektrumet" är byggt för den kvantitet , från vilken slutsatser som är viktiga för kosmologi erhålls. Till exempel, utifrån positionen för den första toppen, kan man bedöma universums totala täthet och efter dess storlek, innehållet av baryoner. ${\frac {l(l+1)C_{l}}{2\pi }}$

Sålunda, från sammanträffandet av korskorrelationen mellan anisotropin och E-moden för polarisation med de teoretiskt förutspådda för små vinklar ( ) och en betydande avvikelse i området för stora vinklar, kan man dra slutsatsen att det finns en rekombinationsepok vid z ≈ 15–20 . $\theta <5^{\circ }$

Eftersom fluktuationerna är Gaussiska kan Markov-kedjemetoden användas för att konstruera den maximala sannolikhetsytan. I allmänhet är behandlingen av data på bakgrundsbakgrunden ett helt komplex av program. Både det slutliga resultatet och de antaganden och kriterier som används är dock diskutabelt. Olika grupper har visat skillnaden mellan fördelningen av fluktuationer från den Gaussiska, distributionskartans beroende av algoritmerna för dess bearbetning [34] [35] [36] .

Ett oväntat resultat var en onormal fördelning i stor skala (från 6° och mer). Kvaliteten på de senaste stöddata från Planck rymdobservatoriet eliminerar mätfel. Kanske orsakas de av ett ännu oupptäckt och outforskat fenomen [37] .

Observation av avlägsna föremål

Les Lyman-alfa

I spektra av vissa avlägsna objekt kan man observera en stor ansamling av starka absorptionslinjer i en liten del av spektrumet (den så kallade skogen av linjer). Dessa linjer identifieras som linjer i Lyman-serien, men med olika rödförskjutningar.

Moln av neutralt väte absorberar effektivt ljus vid våglängder från L α (1216 Å) till Lyman-gränsen . Strålning, ursprungligen kortvågig, på väg till oss på grund av universums expansion absorberas där dess våglängd jämförs med denna "skog". Interaktionstvärsnittet är mycket stort och beräkningen visar att även en liten del neutralt väte är tillräckligt för att skapa en stor absorption i det kontinuerliga spektrumet.

Med ett stort antal moln av neutralt väte i ljusets väg kommer linjerna att ligga så nära varandra att en dipp bildas i spektrumet över ett ganska brett intervall. Den långa våglängdsgränsen för detta intervall beror på L α , och den korta våglängden beror på närmaste rödförskjutning, under vilken mediet joniseras och det finns lite neutralt väte. Denna effekt kallas Ghan-Peterson-effekten.

Effekten observeras i kvasarer med rödförskjutning z > 6. Därför dras slutsatsen att epok av jonisering av den intergalaktiska gasen började vid z ≈ 6 [38] [39] .

Gravitationsobjektiv

Bland effekterna, vars observationer också är möjliga för vilket föremål som helst (det spelar ingen roll om det är långt borta), bör man också inkludera effekten av gravitationslinser. I det sista avsnittet påpekades att gravitationslinsning används för att bygga en avståndsskala, detta är en variant av den så kallade starka linsningen , då vinkelseparationen av källbilder direkt kan observeras. Men det finns också svag linsning , med dess hjälp kan man utforska potentialen hos föremålet som studeras. Sålunda, med dess hjälp, fann man att galaxhopar som sträcker sig i storlek från 10 till 100 Mpc är gravitationsbundna, och är därmed de största stabila systemen i universum. Det visade sig också att denna stabilitet säkerställs av en massa som endast visar sig i gravitationsinteraktion - mörk massa eller, som det kallas inom kosmologin, mörk materia [40] [41] .

Quasar observationer

En unik egenskap hos kvasarer är stora koncentrationer av gas i strålningsområdet. Enligt moderna koncept ger ansamlingen av denna gas på ett svart hål en så hög ljusstyrka av föremål. En hög koncentration av ett ämne innebär också en hög koncentration av tunga grundämnen, och därmed mer märkbara absorptionslinjer. Således hittades vattenlinjer i spektrumet av en av de linsade kvasarerna [42] .

En unik fördel är den höga ljusstyrkan i radioområdet, mot dess bakgrund är absorptionen av en del av strålningen av kall gas mer märkbar. I det här fallet kan gasen tillhöra både kvasarens inhemska galax och till ett slumpmässigt moln av neutralt väte i det intergalaktiska mediet, eller till en galax som av misstag föll in i siktlinjen (i detta fall finns det ofta fall då en sådan galax är inte synlig - den är för mörk för våra teleskop). Studiet av interstellär materia i galaxer med denna metod kallas "transmissionsstudie", till exempel upptäcktes den första galaxen med supersolär metallicitet på ett liknande sätt [43] .

Ett viktigt resultat av tillämpningen av denna metod, men inte i radion, utan i det optiska området, är också mätningen av den primära förekomsten av deuterium. Det moderna värdet av överflödet av deuterium, erhållet från sådana observationer, är [44] . $D/H_{p}\approx 3\cdot 10^{-5}$

Med hjälp av kvasarer erhölls unika data om temperaturen på bakgrundsbakgrunden vid z ≈ 1,8 och vid z = 2,4. I det första fallet studerades linjerna för den hyperfina strukturen av neutralt kol, för vilka kvanta med T ≈ 7,5 K (den antagna temperaturen för bakgrundsbakgrunden vid den tiden) spelar rollen som pumpning, vilket ger en omvänd nivåpopulation [45 ] . I det andra fallet hittades linjerna av molekylärt väte H 2 , väte deuterid HD och kolmonoxid CO-molekyler, vars intensitet av spektrumet användes för att mäta temperaturen på bakgrundsbakgrunden, det sammanföll med det förväntade värdet med bra noggrannhet [46] .

En annan prestation som ägde rum tack vare kvasarer är uppskattningen av hastigheten för stjärnbildning vid stora z. Först, genom att jämföra spektra av två olika kvasarer, och sedan jämföra enskilda delar av spektrumet av samma kvasar, fann man ett kraftigt dopp i en av UV-delarna av spektrat [47] . En sådan kraftig nedgång kan bara orsakas av en stor koncentration av damm som absorberar strålning. Tidigare försökte de upptäcka damm med hjälp av spektrallinjer, men det gick inte att identifiera specifika serier av linjer, vilket bevisade att det var damm, och inte en inblandning av tunga grundämnen i gasen. Det var vidareutvecklingen av denna metod som gjorde det möjligt att uppskatta stjärnbildningshastigheten vid z från ~2 till ~6 [48] .

Observationer av gammastrålning

Gammastrålning är ett unikt fenomen, och det finns ingen allmänt accepterad åsikt om dess natur. Den stora majoriteten av forskare håller dock med om påståendet att stjärnmassobjekt är stamfadern till gammastrålningen [49] .

De unika möjligheterna att använda gammastrålningsskurar för att studera universums struktur är följande [49] :

Eftersom stamfadern till en gammastrålning är ett stjärnmassobjekt , kan gammastrålningsskurar spåras till ett större avstånd än kvasarer, både på grund av den tidigare bildningen av själva stamfadern och på grund av den lilla massan av kvasarens svart hål, och därför dess mindre ljusstyrka under den tidsperioden.
Spektrum för en gammastrålning är kontinuerlig, det vill säga den innehåller inte spektrallinjer . Detta betyder att de mest avlägsna absorptionslinjerna i spektrumet av en gammastrålning är linjerna i värdgalaxens interstellära medium. Genom analysen av dessa spektrallinjer kan man få information om temperaturen hos det interstellära mediet, dess metallicitet, joniseringsgrad och kinematik.
Gammastrålningskurar ger ett nästan idealiskt sätt att studera det intergalaktiska mediet före återjoniseringsepoken , eftersom deras inflytande på det intergalaktiska mediet är 10 storleksordningar mindre än kvasarer på grund av källans korta livslängd.
Om efterglöden från gammastrålningen i radioområdet är tillräckligt stark, kan 21 cm-linjen användas för att bedöma tillståndet för olika strukturer av neutralt väte i det intergalaktiska mediet nära gammastrålningens stamgalax.
En detaljerad studie av processerna för stjärnbildning i de tidiga stadierna av utvecklingen av universum med hjälp av gammastrålning beror starkt på den valda modellen av fenomenets natur, men om vi samlar in tillräckligt med statistik och plottar fördelningarna av egenskaperna hos gammastrålningskurar beroende på rödförskjutningen, är det, om man förblir inom ganska allmänna bestämmelser, möjligt att uppskatta hastigheten för stjärnbildning och massfunktionen för de födda stjärnorna [49] .
Om vi accepterar antagandet att en gammastrålning är en population III supernovaexplosion, då kan vi studera historien om anrikningen av universum med tungmetaller.
En gammastrålning kan också fungera som en indikator på en mycket svag dvärggalax, som är svår att upptäcka med "massiv" observation av himlen.

Ett allvarligt problem för att observera gammastrålningskurar i allmänhet och deras tillämpbarhet för att studera universum, i synnerhet, är deras sporadism och den korta tiden när skurens efterglöd, som ensam kan bestämma avståndet till den, kan observeras spektroskopiskt.

Att studera universums utveckling och dess storskaliga struktur

Utforska storskalig struktur

Det första sättet att studera universums storskaliga struktur , som inte har förlorat sin relevans, var den så kallade metoden för " stjärnräkningar " eller "stjärnscoops". Dess kärna är att räkna antalet föremål i olika riktningar. Tillämpad av Herschel i slutet av 1700-talet, då man bara misstänkte existensen av avlägsna rymdobjekt, och de enda objekt som fanns tillgängliga för observation var stjärnor, därav namnet. Idag räknas förstås inte stjärnor utan extragalaktiska objekt (kvasarer, galaxer) och förutom den valda riktningen byggs distributioner i z.

De största källorna till data om extragalaktiska objekt är individuella observationer av specifika objekt, undersökningar som SDSS, APM, 2df och kompilerade databaser som Ned och Hyperleda . Till exempel, i 2df-undersökningen, var skyltäckningen ~ 5 %, den genomsnittliga z var 0,11 (~ 500 Mpc), och antalet objekt var ~ 220 000.

Redan i den presenterade figuren kan man se att galaxerna är placerade i rymden inhomogent på små skalor. Efter en mer detaljerad undersökning visar det sig att den rumsliga strukturen för fördelningen av galaxer är cellulär: smala väggar med en bredd som bestäms av storleken på kluster och superkluster av galaxer, och inuti dessa celler finns tomrum, de så kallade tomrummen [41] .

Den dominerande åsikten är att när man flyttar till skalor av hundratals megaparsek, läggs cellerna till och medelvärdesbildas, fördelningen av synlig materia blir homogen [50] [51] . Men entydighet i denna fråga har ännu inte uppnåtts: med hjälp av olika metoder kommer vissa forskare till slutsatsen att fördelningen av galaxer inte är enhetlig upp till de största studerade skalorna [52] [53] . Samtidigt upphäver inte inhomogeniteter i distributionen av galaxer faktumet av universums höga homogenitet i det initiala tillståndet, vilket härrör från den höga graden av isotropi av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen.

Samtidigt fann man att rödförskjutningsfördelningen av antalet galaxer är komplex. Beroendet för olika objekt är olika. Men alla kännetecknas av närvaron av flera lokala maxima [54] [55] [56] . Vad detta hänger ihop med är ännu inte helt klart.

Fram till nyligen var det inte klart hur universums storskaliga struktur utvecklas. Nya verk visar dock att stora galaxer bildades först, och först sedan små (den så kallade downsizing - effekten) [57] [58] .

Observationer av stjärnhopar

Den huvudsakliga egenskapen hos klothopar för observationell kosmologi är att det finns många stjärnor i samma ålder i ett litet utrymme. Detta betyder att om avståndet till en medlem av klustret mäts på något sätt, så är skillnaden i avståndet till andra medlemmar i klustret försumbar.

Den samtidiga bildningen av alla stjärnor i klustret gör det möjligt att bestämma dess ålder: baserat på teorin om stjärnutveckling byggs isokroner på färg-magnituddiagrammet, det vill säga kurvor av lika ålder för stjärnor med olika massor. Genom att jämföra dem med den observerade fördelningen av stjärnor i klustret kan man bestämma dess ålder.

Metoden har ett antal egna svårigheter. I ett försök att lösa dem fick olika team vid olika tidpunkter olika åldrar för de äldsta klustren, från ~8 miljarder år [59] till ~ 25 miljarder år [60] .

I galaxer innehåller klotformiga hopar, som är en del av det gamla sfäriska undersystemet av galaxer, många vita dvärgar - resterna av utvecklade röda jättar med relativt liten massa. Vita dvärgar berövas sina egna källor till termonukleär energi och strålar enbart på grund av utsläpp av värmereserver. Vita dvärgar har ungefär samma massa av stamstjärnor, vilket betyder att de också har ungefär samma temperatur kontra tidsberoende. Genom att bestämma den aktuella absoluta magnituden för en vit dvärg från en vit dvärgs spektrum och känna till beroendet av tid och ljusstyrka under kylning, är det möjligt att bestämma dvärgens ålder [61]

Detta tillvägagångssätt är dock förknippat med både stora tekniska svårigheter – vita dvärgar är extremt svaga föremål – extremt känsliga instrument behövs för att observera dem. Det första och hittills enda teleskopet som kan lösa detta problem är rymdteleskopet Hubble. Åldern på det äldsta klustret enligt gruppen som arbetade med det är miljarder år [61] , resultatet är dock omtvistat. Motståndare anger att ytterligare felkällor inte beaktades, deras uppskattning av miljarder år [62] . $12.7\pm 0.7$ $12,4_{-1,5}^{+1,8}$

Observationer av icke-utvecklade objekt

Objekt som faktiskt består av primär materia har överlevt till vår tid på grund av den extremt låga hastigheten i deras interna evolution. Detta gör det möjligt för oss att studera den primära kemiska sammansättningen av grundämnen, och även, utan att gå in för mycket i detalj och baserat på kärnfysikens laboratorielagar , att uppskatta åldern på sådana föremål, vilket kommer att ge en lägre gräns för åldern på Universum som helhet.

Denna typ inkluderar: lågmassastjärnor med låg metallicitet (de så kallade G-dvärgarna), HII-regioner med låg metall, såväl som oregelbundna dvärggalaxer av BCDG-klassen (Blue Compact Dwarf Galaxy).

Enligt moderna begrepp borde litium ha bildats under den primära nukleosyntesen. Det speciella med detta element ligger i det faktum att kärnreaktioner med dess deltagande börjar vid temperaturer som inte är särskilt stora, i kosmisk skala. Och under stjärnutvecklingen måste det ursprungliga litiumet nästan helt återvinnas. Det kunde bara förbli nära massiva populationsstjärnor av typ II. Sådana stjärnor har en lugn, icke-konvektiv atmosfär, vilket gör att litium kan stanna kvar på ytan utan risk att brinna ut i stjärnans hetare inre lager.

Under mätningarna fann man att mängden litium i de flesta av dessa stjärnor är [63] :

A(Li)=12+\log(Li/H)=2.12.

Det finns dock ett antal stjärnor, inklusive ultralåga metaller, där förekomsten är betydligt lägre. Vad detta hänger ihop med är inte helt klart, man antar att detta på något sätt hänger ihop med processer i atmosfären [64] .

I stjärnan CS31082-001, som tillhör stjärnpopulationen av typ II, hittades linjer och koncentrationer av torium och uran i atmosfären mättes. Dessa två grundämnen har olika halveringstid, så deras förhållande förändras över tiden, och om du på något sätt uppskattar det initiala överflödsförhållandet, kan du bestämma stjärnans ålder. Det kan uppskattas på två sätt: från teorin om r-processer, bekräftad både av laboratoriemätningar och observationer av solen; eller så kan du korsa kurvan för koncentrationsförändringar på grund av sönderfall och kurvan för förändringar i förekomsten av torium och uran i atmosfären hos unga stjärnor på grund av galaxens kemiska utveckling. Båda metoderna gav liknande resultat: 15,5±3,2 [65] Ga erhölls med den första metoden, [66] Ga med den andra. $14{,}5_{+2{,}2}^{-2{,}8}$

Svagt metalliska BCDG-galaxer (det finns ~10 av dem totalt) och HII-zoner är källor till information om den ursprungliga heliumförekomsten. För varje föremål från dess spektrum bestäms metallicitet (Z) och He-koncentration (Y). Genom att extrapolera YZ-diagrammet på ett visst sätt till Z=0 får man en uppskattning av urheliumet.

Det slutliga värdet på Y p varierar från en grupp av observatörer till en annan och från en observationsperiod till en annan. Så, en, bestående av de mest auktoritativa specialisterna inom detta område: Izotova och Thuan ( Thuan ) fick värdet på Y p = 0,245±0,004 [67] för BCDG-galaxer, för HII-zoner för tillfället (2010) bosatte de sig på värde på Yp = 0,2565 ±0,006 [68] . En annan auktoritativ grupp ledd av Peimbert ( Peimbert ) fick också olika värden på Yp , från 0,228±0,007 till 0,251±0,006 [69] .

Teoretiska modeller

Av hela uppsättningen observationsdata för att konstruera och bekräfta teorier är de viktigaste följande:

Alla observationer relaterade till avståndsskalan . Det är deras resultat som ger värdena för Hubble-konstanten H , i lagen som bär hans namn: $cz=H_{0}D,$ , där z är galaxens rödförskjutning , D är avståndet till den, c är ljusets hastighet .
Universums ålder, erhållen från expansionslagen, måste vara strikt högre än åldern på de äldsta föremålen. (Till exempel från observationer av stjärnhopar )
Mätningar av den initiala mängden av element. (Till exempel från observationer av BCDG-galaxer och G-dvärgar ).
Relikbakgrundsdata.
Data om utvecklingen av storskaliga strukturer. (Förutom direkta observationer av strukturen kan datakällor vara mycket olika från observationer av enskilda objekt till bakgrundsbakgrunden).

Deras tolkning börjar med den kosmiska principen , enligt vilken varje observatör vid samma ögonblick, oavsett observationsplats och riktning, upptäcker i genomsnitt samma bild. Det vill säga i stor skala är universum rumsligt homogent och isotropiskt. Observera att detta uttalande inte förbjuder inhomogenitet i tid, det vill säga förekomsten av distingerade sekvenser av händelser som är tillgängliga för alla observatörer.

Förespråkare av teorier om ett stationärt universum formulerar ibland en "perfekt kosmologisk princip", enligt vilken den fyrdimensionella rumtiden ska ha egenskaperna homogenitet och isotropi. Emellertid verkar de evolutionära processer som observeras i universum inte vara förenliga med en sådan kosmologisk princip.

I det allmänna fallet används följande teorier och delar av fysiken för att bygga modeller:

Jämviktsstatistisk fysik, dess grundläggande begrepp och principer, samt teorin om relativistisk gas.
Tyngdkraftsteorin, vanligtvis GR. Även om dess effekter bara har testats på skalan av solsystemet [70] [komm. 2] , och dess användning på skalan av galaxer och universum som helhet kan ifrågasättas.
Lite information från elementarpartiklarnas fysik: en lista över grundläggande partiklar, deras egenskaper, interaktionstyper, bevarandelagar. Kosmologiska modeller skulle vara mycket enklare om protonen inte var en stabil partikel och skulle sönderfalla [71] , vilket inte bekräftas av moderna experiment i fysiska laboratorier.

För närvarande är uppsättningen modeller som bäst förklarar observationsdata:

Big Bang-teorin. Beskriver universums kemiska sammansättning .	Teori om inflationsstadiet. Förklarar anledningen till förlängningen .	Friedman förlängningsmodell. Beskriver tillägget .	Hierarkisk teori. Beskriver den storskaliga strukturen .

notera: grön färg betyder absolut dominerande teorier; bärnsten - igenkänd av många, men brett diskuterad; Scarlet - har upplevt stora problem på sistone, men stöds av många teoretiker.

Expanderande universumsmodell

Modellen för det expanderande universum beskriver själva expansionens faktum. I det allmänna fallet övervägs det inte när och varför universum började expandera. De flesta modeller är baserade på allmän relativitet och dess geometriska syn på gravitationens natur.

Om ett isotropiskt expanderande medium betraktas i ett koordinatsystem som är stelt kopplat till materia, reduceras universums expansion formellt till en förändring av skalfaktorn för hela koordinatnätet, i vars noder galaxer är "planterade". Ett sådant koordinatsystem kallas för medföljande . Referensens ursprung är vanligtvis fäst vid observatören.

Friedman modell

Skede	Evolution $a(\eta)$	Hubble-parameter
inflatorisk	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
Strålningsdominans p=ρ/3	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t}}$
Dammsteg p=konst	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t}}$
$\lambda$ -dominans	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Inom ramen för allmän relativitet kan hela universums dynamik reduceras till enkla differentialekvationer för skalfaktorn [72] . $på)$

I ett homogent, isotropt fyrdimensionellt utrymme med konstant krökning kan avståndet mellan två oändligt nära punkter skrivas på följande sätt:

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

där k tar värdet:

k = 0 för ett tredimensionellt plan, k = 1 för en 3D-sfär, k = −1 för en tredimensionell hypersfär,

$x=\{x_{1},x_{2},x_{3}\}$ är en tredimensionell radievektor i kvasi-kartesiska koordinater.

Om uttrycket för metriken ersätts i GR-ekvationerna får vi följande ekvationssystem:

Energiekvation

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

Rörelseekvation

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

Kontinuitetsekvation

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

där är den kosmologiska konstanten , är universums genomsnittliga densitet, är trycket, är ljusets hastighet. $\Lambda$ $\rho$ $P$ $c$

Det givna ekvationssystemet tillåter många lösningar, beroende på de valda parametrarna. Faktum är att parametrarnas värden är fixerade endast i det aktuella ögonblicket och utvecklas över tiden, så utvecklingen av förlängningen beskrivs av en uppsättning lösningar [72] .

Förklaring av Hubbles lag

Antag att det finns en källa i det tillkommande systemet på ett avstånd r 1 från observatören. Observatörens mottagande utrustning registrerar fasen för den inkommande vågen. Betrakta två intervall mellan punkter med samma fas [72] :

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

Å andra sidan, för en ljusvåg i det accepterade måttet gäller följande likhet:

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

Om vi integrerar denna ekvation och kommer ihåg att när koordinaterna r inte beror på tiden, då, under förutsättning att våglängden är liten i förhållande till universums krökningsradie, får vi sambandet:

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

Om vi nu ersätter det med det ursprungliga förhållandet:

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

Efter att ha utökat den högra sidan till en Taylor-serie, med hänsyn till termen för den första ordningen av litenhet, får vi en relation som exakt sammanfaller med Hubble-lagen. Där konstanten H har formen:

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

ΛCDM

Kosmologiska parametrar enligt WMAP och Planck data
	WMAP [8]	Planck [73]
Universums ålder t 0 miljarder år	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4
Densitet av baryonmateria Ω b h 2	0,0226±0,0006	0,0221±0,0003
Mörk materia densitet Ω med h 2	0,111±0,006	0,120±0,003
Total densitet Ω t	1.08+0,09 -0,07	1,0±0,02
Densitet av baryonmateria Ω b	0,045±0,003
Mörk energitäthet Ω Λ	0,73±0,03	0,69±0,02
Mörk materia densitet Ω c	0,22±0,03

Som redan nämnts tillåter Friedmann-ekvationerna många lösningar, beroende på parametrarna. Och den moderna ΛCDM-modellen är Friedman-modellen med allmänt accepterade parametrar. Vanligtvis i observatörernas arbete ges de i termer av kritisk densitet [72] :

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

Om vi uttrycker vänster sida från Hubble-lagen, får vi efter reduktion följande form:

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

där Qm = ρ/ ρcr , Qk = - (kc2 ) / ( a2H2 ) , ΩΛ = ( 8πGΛc2 ) / ρcr . Det kan ses från denna post att om Ω m + Ω Λ = 1 , d.v.s. den totala densiteten av materia och mörk energi är lika med den kritiska, så är k = 0 , d.v.s. utrymmet är platt, om mer, så är k = 1 , om mindre k= -1

I den moderna allmänt accepterade expansionsmodellen är den kosmologiska konstanten positiv och skiljer sig väsentligt från noll, det vill säga antigravitationskrafter uppstår i stor skala. Naturen hos sådana krafter är okänd, teoretiskt kan en sådan effekt förklaras av det fysiska vakuumets verkan, men den förväntade energitätheten visar sig vara många storleksordningar större än energin som motsvarar det observerade värdet av den kosmologiska konstanten - problemet med den kosmologiska konstanten [72] .

De återstående alternativen är för närvarande endast av teoretiskt intresse, men detta kan förändras med uppkomsten av nya experimentella data. Den moderna kosmologins historia känner redan till sådana exempel: modeller med en kosmologisk konstant på noll dominerade ovillkorligt (bortsett från en kort spräng av intresse för andra modeller på 1960-talet) från upptäckten av den kosmologiska rödförskjutningen av Hubble fram till 1998, då data om typ Ia supernovor motbevisade dem på ett övertygande sätt [komm. 3] .

Ytterligare utveckling av expansion

Det fortsatta förloppet av expansionen beror i allmänhet på värdena för den kosmologiska konstanten Λ , rymdkurvaturen k och ekvationen för tillståndet P(ρ) . Utvecklingen av förlängningen kan dock uppskattas kvalitativt baserat på ganska allmänna antaganden [72] .

Λ < 0

Om värdet på den kosmologiska konstanten är negativt så verkar bara attraktionskrafter och inget annat. Den högra sidan av energiekvationen kommer att vara icke-negativ endast vid ändliga värden på R. Detta betyder att vid något värde av R c kommer universum att börja dra ihop sig vid vilket värde som helst av k och oavsett formen på ekvationen av tillstånd [74] .

Λ = 0

Om den kosmologiska konstanten är lika med noll, beror utvecklingen för ett givet värde på H 0 helt på materiens initiala täthet [72] :

\left({\frac {da}{dt}}\right)^{2}=G{\frac {8\pi \rho _{0}a_{0}^{3}}{3a}}-a_ {0}^{2}H_{0}\left(\rho _{0}-{\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}\right).

Om , så fortsätter expansionen på obestämd tid, i gränsen med hastigheten som asymptotiskt tenderar till noll. Om densiteten är större än den kritiska, saktar universums expansion ner och ersätts av sammandragning. Om mindre, så fortsätter expansionen oändligt med en gräns som inte är noll: . $\rho _{0}=\rho _{cr}$ $H$

Λ > 0

Om och , då expanderar universum monotont, men i motsats till fallet med Λ=0, för stora värden på R, ökar expansionshastigheten [74] : $\Lambda >0$ $k\leq 0$

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

När det markerade värdet är . I det här fallet finns det ett värde för vilket och , det vill säga universum är statiskt. $k=1$ $\Lambda _{c}=4\pi G\rho$ $R$ $R'=0$ $R''=0$

Vid minskar expansionshastigheten upp till ett visst ögonblick och börjar sedan öka på obestämd tid. Om den överstiger något , förblir expansionshastigheten praktiskt taget oförändrad under en tid. $\Lambda >\Lambda _{c}$ $\lambda$ $\Lambda _{c}$

I fallet beror allt på det initiala värdet från vilket expansionen började. Beroende på detta värde kommer universum antingen att expandera till en viss storlek och sedan dra ihop sig, eller så kommer det att expandera på obestämd tid. $\Lambda </Lambda _{c}$ $R$

The Big Bang Theory (Hot Universe Model)

Big Bang Theory är teorin om primordial nukleosyntes . Det svarar på frågan - hur de kemiska grundämnena bildades och varför deras förekomst är exakt densamma som nu observeras. Den är baserad på extrapoleringen av kärn- och kvantfysikens lagar, på antagandet att när man går in i det förflutna ökar den genomsnittliga partikelenergin (temperaturen) [75] .

Gränsen för tillämplighet är området med höga energier, över vilket de studerade lagarna upphör att fungera. Samtidigt finns det inte längre något ämne som sådant, utan det finns praktiskt taget ren energi. Om vi extrapolerar Hubble-lagen till det ögonblicket, visar det sig att den synliga delen av universum är belägen i en liten volym. Liten volym och hög energi är ett karakteristiskt tillstånd av materia efter en explosion, därav namnet på teorin - Big Bang-teorin. Samtidigt förblir svaret på frågan: "Vad orsakade denna explosion och vad är dess natur?" utanför ramarna.

Dessutom förutspådde och förklarade Big Bang-teorin ursprunget till den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen - detta är arvet från det ögonblick då all materia fortfarande var joniserad och inte kunde motstå ljusets tryck. Med andra ord, reliktbakgrunden är kvarlevan av "universums fotosfär".

Universums entropi

Huvudargumentet som bekräftar teorin om det heta universum är värdet av dess specifika entropi . Det är lika med förhållandet mellan koncentrationen av jämviktsfotoner n γ och koncentrationen av baryoner n b , upp till en numerisk koefficient .

Låt oss uttrycka n b i termer av den kritiska densiteten och andelen baryoner [72] :

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

där h 100 är det moderna Hubble-värdet, uttryckt i enheter av 100 km / (s Mpc), och givet att för den kosmiska mikrovågsbakgrunden med T = 2,73 K

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

cm −3,

vi får:

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

Det reciproka värdet är värdet av den specifika entropin.

Första tre minuterna. Primär nukleosyntes

Förmodligen, från början av födseln (eller åtminstone från slutet av inflationsstadiet) och under tiden tills temperaturen förblir under 10 16 GeV (10 −10 s), är alla kända elementarpartiklar närvarande, och alla har ingen massa. Denna period kallas perioden för den stora föreningen, då de elektrosvaga och starka interaktionerna förenas [76] .

I nuläget är det omöjligt att säga exakt vilka partiklar som finns i det ögonblicket, men något är fortfarande känt. Värdet på η är inte bara en indikator på den specifika entropin, utan karakteriserar också överskottet av partiklar över antipartiklar [77] :

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

I det ögonblick då temperaturen sjunker under 10 15 GeV kommer sannolikt X- och Y-bosoner med motsvarande massor att frigöras .

Eran av den stora föreningen ersätts av eran av den elektrosvaga föreningen, när de elektromagnetiska och svaga interaktionerna representerar en enda helhet. I denna era sker förintelsen av X- och Y-bosoner . I det ögonblick då temperaturen sjunker till 100 GeV , slutar den elektrosvaga föreningsepoken, kvarkar, leptoner och mellanbosoner bildas.

Hadron-eran kommer, eran av aktiv produktion och förintelse av hadroner och leptoner. I denna epok är ögonblicket av kvark-hadron-övergången eller ögonblicket av kvark - inneslutning anmärkningsvärt , när sammansmältningen av kvarkar till hadroner blev möjlig. I detta ögonblick är temperaturen 300-1000 MeV , och tiden från universums födelse är 10 −6 s .

Hadrontidens epok ärvs av leptoneran - i det ögonblick då temperaturen sjunker till nivån 100 MeV och på klockan 10 −4 s . I denna era börjar universums sammansättning likna det moderna; huvudpartiklarna är fotoner, utöver dem finns det bara elektroner och neutriner med sina antipartiklar, samt protoner och neutroner. Under denna period inträffar en viktig händelse: ämnet blir transparent för neutriner. Det finns något som liknar en relikbakgrund, men för neutriner. Men eftersom separationen av neutriner inträffade före separationen av fotoner, när vissa typer av partiklar ännu inte hade förintats, vilket gav sin energi till resten, kyldes de ner mer. Vid det här laget borde neutrinogasen ha svalnat till 1,9 K om neutrinos inte har någon massa (eller deras massor är försumbara).

Vid en temperatur T≈0,7 MeV bryts den termodynamiska jämvikten mellan protoner och neutroner, som fanns tidigare, och förhållandet mellan koncentrationen av neutroner och protoner fryser vid ett värde av 0,19. Syntesen av kärnor av deuterium, helium, litium börjar. Efter ~200 sekunder efter universums födelse sjunker temperaturen till värden där nukleosyntes inte längre är möjlig, och den kemiska sammansättningen av materia förblir oförändrad fram till födelsen av de första stjärnorna [76] .

Problem med Big Bang Theory

Trots betydande framsteg står teorin om det heta universum inför ett antal svårigheter. Om Big Bang orsakade universums expansion, kan i det allmänna fallet en stark inhomogen fördelning av materia uppstå, vilket inte observeras. Big Bang-teorin förklarar inte heller universums expansion, den accepterar det som ett faktum [78] .

Teorin antar också att förhållandet mellan antalet partiklar och antipartiklar i det inledande skedet var sådant att det resulterade i den moderna dominansen av materia över antimateria. Det kan antas att universum i början var symmetriskt - det fanns lika mycket materia och antimateria, men för att förklara baryonasymmetrin behövs någon mekanism för baryogenes , vilket borde leda till möjligheten för protonsönderfall , vilket inte heller observeras [71] .

Olika teorier om den stora föreningen tyder på att ett stort antal magnetiska monopoler föddes i det tidiga universum , som inte heller har upptäckts förrän nu [79] .

inflationsmodell

Inflationsteorin har till uppgift att svara på de frågor som lämnas efter sig av expansionsteorin och teorin om Big Bang: ”Varför expanderar universum? Och vad är Big Bang? För att göra detta extrapoleras expansionen till nollpunkten i tiden och hela universums massa är vid en punkt och bildar en kosmologisk singularitet, ofta kallad Big Bang. Tydligen är den allmänna relativitetsteorin vid den tiden inte längre tillämplig, vilket leder till många, men än så länge, tyvärr, endast rent spekulativa försök att utveckla en mer allmän teori (eller till och med "ny fysik") som löser detta problem med kosmologisk singularitet .

Huvudidén med inflationsstadiet är att om vi introducerar ett skalärt fält som kallas inflanton , vars inverkan är stark i de inledande stadierna (med början från cirka 10 −42 s), men snabbt minskar med tiden, då blir den platta geometrin av rymden kan förklaras, medan Hubble-expansionen blir rörelse genom tröghet på grund av den stora kinetiska energin som ackumuleras under uppblåsning, och ursprunget från en liten initialt kausalt sammankopplad region förklarar universums enhetlighet och isotropi [80] .

Det finns dock väldigt många sätt att ställa in en uppblåsning, vilket i sin tur ger upphov till en hel massa modeller. Men majoriteten bygger på antagandet om långsam rullning: inflantonpotentialen minskar långsamt till ett värde lika med noll. Den specifika typen av potential och metoden för att ställa in de initiala värdena beror på den valda teorin.

Teorier om inflation är också indelade i oändlig och ändlig i tid. I en teori med oändlig inflation finns det regioner av rymden - domäner - som började expandera, men på grund av kvantfluktuationer återgått till sitt ursprungliga tillstånd, där förutsättningar för upprepad inflation uppstår. Sådana teorier inkluderar vilken teori som helst med oändlig potential och Lindes kaotiska inflationsteori [80] .

Teorier med en ändlig inflationstid inkluderar hybridmodellen. Det finns två typer av fält i den: den första är ansvarig för stora energier (och därmed för expansionshastigheten), och den andra för små, som bestämmer ögonblicket när inflationen tar slut. I det här fallet kan kvantfluktuationer bara påverka det första fältet, men inte det andra, och därför är själva inflationsprocessen ändlig.

De olösta problemen med inflation inkluderar temperaturhopp inom ett mycket brett intervall, någon gång sjunker den nästan till absolut noll. Vid slutet av uppblåsningen återupphettas ämnet till höga temperaturer. Rollen för en möjlig förklaring till ett sådant konstigt beteende föreslås "parametrisk resonans" [81] .

multiversum

"Multiverse", "Big Universe", "Multiverse", "Hyperuniverse", "Superuniverse", "Multiverse", "Omniverse" är olika översättningar av den engelska termen multiversum. Det dök upp under utvecklingen av teorin om inflation [82] .

Områden i universum som är åtskilda av avstånd större än händelsehorisontens storlek utvecklas oberoende av varandra. Varje observatör ser bara de processer som sker i en domän lika i volym som en sfär med en radie som är lika med avståndet till partikelhorisonten. Under inflationens epok korsar inte två expansionsregioner, åtskilda av ett avstånd av horisontens storlek.

Sådana domäner kan ses som separata universum som vårt eget: de är likadana enhetliga och isotropa i stor skala. Konglomeratet av sådana formationer är Multiversum.

Den kaotiska teorin om inflation antar en oändlig variation av universum, som vart och ett kan ha olika fysiska konstanter från andra universum [83] . I en annan teori skiljer sig universum i sin kvantdimension [84] . Per definition kan dessa antaganden inte testas experimentellt.

Alternativ till inflationsteori

Den kosmiska inflationsmodellen är ganska framgångsrik, men inte nödvändig för att överväga kosmologi. Hon har motståndare, inklusive Roger Penrose . Deras argument handlar om att lösningarna som föreslås av inflationsmodellen lämnar efter sig missade detaljer. Till exempel ger denna teori ingen grundläggande motivering för att täthetsstörningar i det pre-inflationära skedet ska vara precis så små att en observerbar grad av homogenitet uppstår efter inflationen. Situationen är liknande med rumslig krökning: den minskar avsevärt under inflationen, men ingenting hindrade den från att vara så viktig före inflationen att den fortfarande visar sig i det nuvarande skedet av universums utveckling. Med andra ord är problemet med initiala värden inte löst, utan bara skickligt draperat.

Som ett alternativ föreslås exotiska teorier som strängteori och branteori och cyklisk teori . Huvudtanken med dessa teorier är att alla nödvändiga initiala värden bildas före Big Bang.

Strängteori kräver att man lägger till några fler dimensioner till den vanliga fyrdimensionella rum-tiden, som skulle ha spelat en roll i universums tidiga skede, men som nu är i ett kompakterat tillstånd. På den oundvikliga frågan varför dessa dimensioner kompakteras, föreslås följande svar: supersträngar har T-dualitet , i samband med vilken strängen "slingrar sig" på ytterligare dimensioner, vilket begränsar deras storlek [85] .
I brane-teorin (M-teorin) börjar allt med en kall, statisk femdimensionell rumtid. De fyra rumsliga dimensionerna begränsas av tredimensionella väggar eller trebranor ; en av dessa väggar är utrymmet där vi bor, medan den andra klien är dold för perception. Det finns ytterligare en trebran "förlorad" någonstans mellan de två gränsbranerna i det fyrdimensionella rummet. Enligt teorin frigörs en stor mängd energi när denna kli kolliderar med vår och därmed bildas förutsättningarna för Big Bangs uppkomst [86] .
Cykliska teorier postulerar att Big Bang inte är unik i sitt slag, utan innebär universums övergång från ett tillstånd till ett annat. Cykliska teorier föreslogs först på 1930-talet. Stötestenen för sådana teorier var termodynamikens andra lag , enligt vilken entropin bara kan öka. Det betyder att tidigare cykler skulle ha varit mycket kortare och att ämnet i dem skulle ha varit mycket hetare än vid tiden för den senaste Big Bang, vilket är osannolikt. För närvarande finns det två teorier av cyklisk typ som har lyckats lösa problemet med den ständigt ökande entropin: Steinhardt-Turok-teorin och Baum-Frampton-teorin [87] [88] .

Teorin om evolution av storskaliga strukturer

Som data på bakgrundsbakgrunden visar, vid ögonblicket för separation av strålning från materia, var universum faktiskt homogent, materiens fluktuationer var extremt små, och detta är ett betydande problem. Det andra problemet är den cellulära strukturen hos superkluster av galaxer och samtidigt den sfäriska strukturen hos mindre hopar. Varje teori som försöker förklara ursprunget till universums storskaliga struktur måste nödvändigtvis lösa dessa två problem (liksom korrekt modellera galaxernas morfologi).

Den moderna teorin om bildandet av en storskalig struktur, såväl som enskilda galaxer, kallas den "hierarkiska teorin". Kärnan i teorin kokar ner till följande: till en början var galaxerna små i storlek (ungefär som magellanska moln ), men med tiden smälter de samman och bildar allt större galaxer.

På senare tid har teorins giltighet ifrågasatts, och neddragningar har bidragit i inte ringa utsträckning till detta . Men i teoretiska studier är denna teori dominerande. Det mest slående exemplet på sådan forskning är Millennium-simulering (Millennium run) [89] .

Allmänna bestämmelser

Den klassiska teorin om ursprunget och utvecklingen av fluktuationer i det tidiga universum är Jeans-teorin mot bakgrund av expansionen av ett homogent isotropiskt universum [90] :

\vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,

{\frac {\partial \delta }{\partial t))+Hx\triangledown \delta +\triangledown v=0,

{\frac {\partial v}{\partial t))+Hv+H(x\triangledown )v=-u_{s}^{2}\triangledown \delta -\triangledown \Phi ,

där u s är ljudets hastighet i mediet, G är gravitationskonstanten och ρ är densiteten för det opåverkade mediet, är storleken på den relativa fluktuationen, Φ är gravitationspotentialen som skapas av mediet, v är hastigheten av mediet är p(x,t) mediets lokala densitet, och hänsynen sker i det efterföljande koordinatsystemet. $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

Det givna ekvationssystemet kan reduceras till ett, som beskriver utvecklingen av inhomogeniteter:

{\frac {\partial ^{2}\delta }{\partial t^{2))}+2H{\frac {\partial \delta }{\partial t))+\left({\frac {k^{2}}{a^{2}}}u_{s}^{2}-4\pi G\rho \right)\delta =0,

där a är skalfaktorn och k är vågvektorn. Av det, i synnerhet, följer att instabila är fluktuationer vars storlek överstiger:

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

I detta fall växer störningen linjärt eller svagare, beroende på utvecklingen av Hubble-parametern och energitätheten.

Denna modell beskriver på ett adekvat sätt kollapsen av störningar i ett icke-relativistiskt medium om deras storlek är mycket mindre än den aktuella händelsehorisonten (inklusive för mörk materia under det strålningsdominerade skedet). För de motsatta fallen är det nödvändigt att överväga de exakta relativistiska ekvationerna. Energimomentum-tensorn för en idealisk vätska med hänsyn till störningar med liten densitet

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

bevaras kovariant, varifrån de hydrodynamiska ekvationerna generaliserade för det relativistiska fallet följer. Tillsammans med GR-ekvationerna representerar de det ursprungliga ekvationssystemet som bestämmer utvecklingen av fluktuationer i kosmologin mot bakgrund av Friedmans lösning [90] .

Epok före rekombination

Det valda ögonblicket i utvecklingen av universums storskaliga struktur kan betraktas som ögonblicket för väterekombination. Fram till denna punkt fungerar vissa mekanismer, efter - helt annorlunda [91] .

De initiala täthetsvågorna är större än händelsehorisonten och påverkar inte materiens densitet i universum. Men när den expanderar jämförs storleken på horisonten med störningens våglängd, som man säger, "vågen lämnar horisonten" eller "träder in i horisonten". Därefter är processen för dess expansion spridningen av en ljudvåg på en expanderande bakgrund.

Under denna epok kommer vågor med en våglängd på högst 790 Mpc för den aktuella epoken in under horisonten. Vågor som är viktiga för bildandet av galaxer och deras kluster kommer in i början av detta skede.

För närvarande handlar det om ett flerkomponentplasma, där det finns många olika effektiva mekanismer för att dämpa alla ljudstörningar. Den kanske mest effektiva av dem inom kosmologi är Silk-dämpning . Efter att alla ljudstörningar har undertryckts återstår endast adiabatiska störningar.

Under en tid går utvecklingen av vanlig och mörk materia synkront, men på grund av interaktion med strålning sjunker temperaturen hos vanlig materia långsammare. Det finns en kinematisk och termisk separation av mörk materia och baryonisk materia. Det antas att detta ögonblick inträffar när $z=10^{5}.$

Uppförandet av baryon-fotonkomponenten efter separation och fram till slutet av strålningssteget beskrivs av ekvationen [91] :

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

där k är rörelsemängden för den betraktade vågen, η är den konforma tiden. Det följer av hans lösning att under den epok amplituden av störningar i baryonkomponentens täthet inte ökade eller minskade, utan upplevde akustiska svängningar:

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

Samtidigt upplevde inte mörk materia sådana svängningar, eftersom varken ljustrycket eller trycket från baryoner och elektroner påverkar det. Dessutom växer amplituden av dess störningar:

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

Efter rekombination

Efter rekombination är trycket från fotoner och neutriner på materia försumbart. Följaktligen är ekvationssystemen som beskriver störningar av mörk och baryonisk materia liknande:

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

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

Redan utifrån likheten mellan typen av ekvationer kan man anta, och sedan bevisa, att skillnaden i fluktuationer mellan mörk och baryonisk materia tenderar att vara konstant. Med andra ord rullar vanlig materia in i potentiella brunnar som bildas av mörk materia. Tillväxten av störningar omedelbart efter rekombination bestäms av lösningen

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

var är konstanterna beroende på initialvärdena. Som framgår av ovanstående, vid stora tillfällen växer täthetsfluktuationerna i proportion till skalfaktorn: $C_{i}$

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

Alla störningstillväxthastigheter som anges i detta stycke och i det föregående växer med vågtalet , därför, med ett initialt platt spektrum av störningar, kommer störningar av de minsta rumsliga skalorna in i kollapsstadiet tidigare, det vill säga föremål med en mindre massa bildas först. $k$

För astronomi är föremål med en massa på ~10 5 Mʘ av intresse . Faktum är att när mörk materia kollapsar bildas en protohalo. Väte och helium som tenderar mot dess centrum börjar stråla, och vid massor mindre än 10 5 M ʘ , kastar denna strålning gasen tillbaka till utkanten av protostrukturen. Vid högre massor startar processen för bildandet av de första stjärnorna.

En viktig konsekvens av den initiala kollapsen är att stjärnor med hög massa dyker upp och sänder ut i den hårda delen av spektrumet. De emitterade hårda kvantorna möter i sin tur neutralt väte och joniserar det. Omedelbart efter den första stjärnbildningen sker sekundär jonisering av väte [91] .

Mörk energi dominans stadium

Låt oss anta att trycket och densiteten hos mörk energi inte förändras med tiden, det vill säga det beskrivs av en kosmologisk konstant. Sedan följer det av de allmänna ekvationerna för fluktuationer i kosmologin att störningarna utvecklas enligt följande:

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

Med hänsyn till att potentialen är omvänt proportionell mot skalfaktorn innebär detta att tillväxten av störningar inte inträffar och deras storlek är oförändrad. Detta innebär att den hierarkiska teorin inte tillåter strukturer större än de som för närvarande observeras. $a$

I eran av dominans av mörk energi äger två sista viktiga händelser för storskaliga strukturer rum: uppkomsten av galaxer som Vintergatan - detta händer vid z~2, och lite senare - bildandet av kluster och superkluster av galaxer [91] .

Teoriproblem

Den hierarkiska teorin, som följer logiskt från moderna, beprövade idéer om bildandet av stjärnor och använder en stor arsenal av matematiska verktyg, har nyligen stött på ett antal problem, både teoretiska och, ännu viktigare, observationsmässiga till sin natur [89] :

Det största teoretiska problemet ligger vid den punkt där termodynamiken och mekaniken slås samman: utan införandet av ytterligare icke-fysikaliska krafter är det omöjligt att tvinga två mörk materia-glorier att smälta samman.
Tomrum bildas mer sannolikt närmare vår tid än rekombination, men nyligen upptäckta absolut tomma utrymmen med dimensioner 300 Mpc kommer i dissonans med detta uttalande.
Dessutom föds jättegalaxer vid fel tidpunkt, deras antal per volymenhet vid stora z är mycket större än vad teorin förutspår. Dessutom förblir det samma när det teoretiskt sett borde växa väldigt snabbt.
Data om de äldsta klothoparna vill inte stå ut med en skur på 100 Mʘ stjärnbildning och föredrar stjärnor som vår sol.

Och detta är bara en del av de problem som ställdes inför teorin.

Problem med moderna modeller

Om du extrapolerar Hubbles lag bakåt i tiden, så hamnar du i en punkt, en gravitationssingularitet , som kallas en kosmologisk singularitet . Detta är ett stort problem, eftersom hela fysikens analytiska apparat blir värdelös. Och även om det, genom att följa Gamows väg , som föreslogs 1946, är möjligt att på ett tillförlitligt sätt extrapolera tills de moderna fysikens lagar är operativa, är det ännu inte möjligt att exakt bestämma detta ögonblick av början av den "nya fysiken". Det antas att den i magnitud är lika med Plancktiden , s. $\sim 10^{-43}$

Frågan om universums form är en viktig öppen fråga inom kosmologin. När vi talar matematiskt står vi inför problemet att hitta en tredimensionell topologi av universums rumsliga sektion, det vill säga en sådan figur som bäst representerar universums rumsliga aspekt. Den allmänna relativitetsteorin som lokal teori kan inte ge ett fullständigt svar på denna fråga, även om den också inför vissa begränsningar.

För det första är det inte känt om universum är globalt spatialt platt, det vill säga om lagarna för euklidisk geometri gäller i de största skalorna. För närvarande tror de flesta kosmologer att det observerbara universum är mycket nära spatialt platt med lokala veck där massiva objekt förvränger rumtiden. Denna uppfattning har bekräftats av nyare WMAP- data som tittar på "akustiska oscillationer" i temperaturavvikelserna för CMB.

För det andra är det inte känt om universum är helt enkelt anslutet eller multiplicerat. Enligt standardexpansionsmodellen har universum inga rumsliga gränser, men kan vara rumsligt ändliga. Detta kan förstås av exemplet med en tvådimensionell analogi: ytan av en sfär har inga gränser, men har en begränsad yta, och sfärens krökning är konstant. Om universum verkligen är rumsligt begränsat, kan du i vissa av dess modeller, som rör dig i en rak linje i vilken riktning som helst, komma till resans startpunkt (i vissa fall är detta omöjligt på grund av utvecklingen av rum-tid [ 92] ).

För det tredje finns det förslag på att universum ursprungligen föddes roterande. Det klassiska ursprungsbegreppet är idén om Big Bangs isotropi, det vill säga fördelningen av energi lika i alla riktningar. Men en konkurrerande hypotes dök upp och fick viss bekräftelse: en grupp forskare från University of Michigan, ledd av fysikprofessorn Michael Longo (Michael Longo), fann att galaxernas spiralarmar, vridna moturs, är 7 % vanligare än galaxer med "motsatt orientering", vilket kan indikera närvaron av universums initiala rotationsmoment. Denna hypotes bör också testas genom observationer på södra halvklotet [93] .

Historien om upptäckten av universum

Forntida kosmografi och tidig astronomi

Civilisationer i Asien och Medelhavet Mesopotamien

I ett relativt litet område mellan Tigris och Eufrat fanns flera kulturer som successivt ersatte varandra. Deras kosmogoniska åsikter liknar varandra. Gudarnas namn ändrades, vissa detaljer, men essensen bevarades.

Enligt beskrivningen av Diodorus Siculus bland folken i Mesopotamien är universum uppdelat i tre världar: guden Anus himmelska värld , den jordiska världen Bel , identifierad med Enlil , och underjorden, där Ea härskar . Den andra världen, ovan jord, är som ett berg och ser ut som en vält rund pråm, urholkad underifrån. Den himmelska världen upprepar formen av den jordiska, och tar avstånd från den genom det himmelska havet . Solen rör sig från öst till väst och följer den väg som den har angett, precis som stjärnorna [94] [95] .

När det gäller astronomisk kunskap är uppgifterna om det mycket fragmentariska. För det första är dateringen av de äldsta och i själva verket de enda källorna om detta ämne mul APIN och Astrolabe extremt felaktiga och kan skilja sig åt i årtusenden i olika arbeten, även om de flesta forskare tenderar till Kassite-perioden. För det andra är objekten som beskrivs i astrolaber och mul APIN fortfarande bara delvis identifierade, även om många hypoteser har lagts fram. För det tredje, bortsett från faktumet av stjärnornas orörlighet, kan ingen information hämtas från dessa källor om idéerna från de forntida babyloniska astronomerna: ingen förklaring ges för planeternas rörelse och det finns ingen information om den rätta rörelsen hos stjärnorna, som babylonierna kunde upptäcka, med tanke på observationsperioden och noggrannheten.

Det finns heller inga tillförlitliga uppgifter om hur stjärnornas rörelse beräknades. Vissa forskare hävdar att babylonierna redan använde ett sfäriskt koordinatsystem, men motståndare, som förlitar sig på en motsägelse med kosmogoniska åsikter och ett antal andra inkonsekvenser, bestrider denna synpunkt [94] .

Forntida Egypten

I egyptisk mytologi fanns det inga enhetliga idéer om världens skapelse . Det fanns flera olika versioner [96] .

Så i en satte de solguden Ra i universums centrum och ansåg honom vara alla andra gudars fader. Han och åtta av hans ättlingar bildade den så kallade ennead av Heliopolis . Enligt Heliopolis-legenden dök Atum upp från urvattnet , och genom hans vilja började den heliga stenen Benben växa från dem . Stående på sin topp födde Atum Shu , luftens gud, och Tefnut , fuktens gudinna. Detta par födde sina barn, Geb , jordens gud, och Nut , himlens gudinna. Dessa första generationer av gudar representerar grunden för skapelsen i ennead. Geb och Nut producerade Osiris , Isis , Set och Nephthys , som representerar den bördiga flodslätten i Nilen respektive den karga öknen.

Den motsatta versionen fanns i staden Hermopolis, där man trodde att världen kom från åtta forntida gudar, den så kallade ogdoad . Denna åtta bestod av fyra par gudar och gudinnor, som symboliserar skapelsens element. Nun och Naunet motsvarar urvattnet, Hu och Howhet mot rymdens oändlighet, Kuk och Kauket för evigt mörker. Det fjärde paret ändrades flera gånger, men från och med Nya kungariket består det av Amun och Amaunet , som personifierar osynlighet och luft. Enligt den germanska versionen var dessa gudar mödrar och fäder till solguden, som förde ljus och ytterligare skapelse till världen.

Världens rymd var inte homogen och isotropisk för egyptierna. Varje stort tempel ansågs vara en speciell plats, en "klump av vara". Pyramider med sin komplexa och mystiska topologi var också speciella platser. Och påverkan av Nilens riktning från söder till norr var extremt stark. Så mycket att när de egyptiska trupperna såg Eufrat flöda i motsatt riktning, kallade de det för en omvänd flod (Mu kedu, lit. "Inverterat vatten", translit. egyptisk mw-qd.w) [97] .

Från de astronomiska texterna i originalet har ingenting överlevt till vår tid, förutom de konstnärliga målningarna på Mellersta Rikets sarkofager och Nya Rikets inskriptioner. Kartorna över "dekanerna" kan också hänföras till astronomiska dokument. Tydligen pratar vi om stjärnor eller konstellationer, men bara Sirius och Orion kan säkert identifieras. Kanske hade de forntida egyptierna sitt eget sätt att beräkna dekanernas position, väsentligt annorlunda än vårt och förlorade i början av Mellanriket [98] .

Antikens Grekland

Antikens Grekland, liksom många andra antika civilisationer, skapade sin egen idé om universum. Men det unika med det antika Grekland var att det hade mer än en modell: olika filosofiska skolor presenterade extremt olika modeller av världen, och var och en argumenterades på ett eller annat sätt.

Tidiga filosofiska skolor pekade ut vissa substanser eller figurer som grundläggande. Genom dessa grunder byggdes tidiga idéer om universum. Så, då flyter jordens skiva i vatten , som var fallet med Thales , sedan flyter bara en cylinder i oändlig rymd, som var fallet med Anaximander , etc.

Pytagoreerna föreslog en pyrocentrisk modell av universum där stjärnorna, solen, månen och sex planeter kretsar runt den centrala elden (Hestia). För att få ett heligt antal - tio - sfärer totalt, förklarades Counter-Earth (Antichthon) som den sjätte planeten. Både solen och månen lyste enligt denna teori med Hestias reflekterade ljus [99] . Detta världssystem beskrevs av Philolaus .

De flesta forntida grekiska vetenskapsmän var dock anhängare av världens geocentriska system , som också grundades av pytagoreerna.

Avstånden mellan pytagoreernas armaturer motsvarade de musikaliska intervallen i skalan; när de roterar, hörs "sfärernas musik", som vi inte hör. Pytagoreerna ansåg att jorden var sfärisk, och några av dem ( Ekfant och Hyket ) roterade till och med runt en axel, varför förändringen av dag och natt inträffar.

Platon analyserade hela världen genom prismat av sina idéer om den andliga essensen. Oundvikligen påverkade detta också världens struktur. Hans stjärnor var "gudomliga varelser" med kropp och själ. Deras synliga form är eld, och den lyser för att få dem att se sina ljusaste och vackraste ut. Och för att likna Helheten skapades de sfäriska. Kosmos är enligt Platons åsikt inte evigt, eftersom allt som känns är en sak, och saker åldras och dör. Dessutom föddes tiden själv tillsammans med kosmos.

Platon var den första som föreslog att bryta ner armaturernas ojämna rörelser till "perfekta" rörelser i cirklar. Eudoxus av Cnidus svarade på denna uppmaning . I sina icke-bevarade skrifter skisserade han teorin om homocentriska sfärer - ett kinematiskt schema för planetrörelser, som förklarar planeternas retrograda rörelse (med flera överlagrade cirkulära rörelser) i bara fyra sfärer, i vars centrum var jorden.

Det kosmologiska systemet, som var av stor betydelse under medeltiden, skapades av Aristoteles [100] . Han trodde att himlakroppar i sin rörelse bärs av fasta himlasfärer som de är fästa vid. Enligt hans mening sätts allt som rör sig i rörelse av något yttre, som i sin tur också förflyttas av något, och så vidare, tills vi kommer till motorn, som i sig är orörlig - till Primmover. Han ansåg att jorden var orörlig.

Heraklid Pontus antog jordens rotation runt sin axel. På grundval av den magra information som har kommit till oss kan man dessutom anta att Heraklid ansåg Venus och Merkurius kretsa runt solen, som i sin tur kretsar runt jorden. Det finns en annan rekonstruktion av systemet i Heraklidernas värld: både solen, Venus och jorden roterar i cirklar runt ett enda centrum, och perioden för ett varv på jorden är lika med ett år [101] . I det här fallet var Heraklids teori en organisk utveckling av systemet i Philolaus värld och den omedelbara föregångaren till det heliocentriska systemet i Aristarchus värld .

Under första hälften av III-talet f.Kr. e. Aristarchus föreslog världens heliocentriska system. Baserat på det heliocentriska systemet och oobserverbarheten av stjärnors årliga parallaxer drog han slutsatsen att avståndet från jorden till solen är försumbart jämfört med avståndet från solen till stjärnorna. Dessutom föreslog han en metod för att mäta avståndet till solen och månen och deras storlekar. Enligt honom är jorden 250 gånger mindre än solen i volym. Även om han hade fel numeriskt, gjorde hans metod det möjligt att fastställa att jorden är mycket mindre än solen.

Från III-talet f.Kr. e. Grekisk vetenskap assimilerade babyloniernas prestationer, inklusive prestationer inom astronomi och matematik. Men grekerna gick mycket längre. Omkring 230 f.Kr. e. Apollonius av Perga utvecklade en ny metod för att representera ojämn periodisk rörelse genom en bascirkel - den deferenta - och en sekundär cirkel som cirklar runt den deferenta - epicykeln; själva armaturen rör sig längs epicykeln. Denna metod introducerades i astronomi av Hipparchus , som arbetade på Rhodos.

På 1:a århundradet f.Kr e. Gemin förkunnade åsikten att stjärnorna bara verkar ligga på samma sfär, men i själva verket är de belägna på olika avstånd från jorden. Det finns all anledning att tro att denna åsikt också har sitt ursprung tidigare, på 300- eller 2000-talet f.Kr. e., eftersom det är förknippat med möjligheten att existera riktiga rörelser av stjärnor, vars möjlighet Hipparchus antog: närvaron av sådana rörelser är oförenlig med idén om stjärnor som kroppar fixerade på en sfär.

Efter en lång nedgång i slutet av 1:a c. e. - början av 200-talet e.Kr e. utforskning av himlen och utvecklingen av modeller av världen återupptas. Theon of Smyrna beskriver teorin om kapslade sfärer , en fysikalisk teori som försöker förklara teorin om epicykler. Dess väsen är som följer. Föreställ dig två koncentriska sfärer av fast material, mellan vilka en liten sfär placeras. Det aritmetiska medelvärdet av radierna för stora sfärer är radien för deferenten, och radien för den lilla sfären är radien för epicykeln. Om du roterar de två stora sfärerna kommer den lilla sfären att rotera mellan dem. Om en planet placeras på ekvatorn av en liten sfär, kommer dess rörelse att vara exakt densamma som i teorin om epicykler; således är epicykeln ekvatorn för en mindre sfär.

Denna teori, med vissa modifikationer, följdes också av Ptolemaios. Det beskrivs i hans verk Planetary Hypotheses [102] . Den noterar särskilt att det maximala avståndet till var och en av planeterna är lika med det minsta avståndet till planeten som följer den, det vill säga det maximala avståndet till månen är lika med det minsta avståndet till Merkurius, etc. Ptolemaios kunde att uppskatta det maximala avståndet till månen med en metod som liknar Aristarchus metod: 64 radier av jorden. Detta gav honom hela universums skala. Som ett resultat visade det sig att stjärnorna är belägna på ett avstånd av cirka 20 tusen radier från jorden. Ptolemaios gjorde också ett försök att uppskatta storleken på planeterna. Som ett resultat av slumpmässig kompensation för ett antal fel visade sig jorden vara universums genomsnittliga kropp i storlek, och stjärnorna - ungefär lika stora som solen.

Civilisationer i Amerika Mesoamerika

Civilisationerna i Mesoamerika inkluderar aztekerna , mayaerna , mixtekerna , olmecerna , purépecha , zapotecs , toltekerna , totonacerna , huastecerna , chichimecerna . Och även inom samma civilisation inom olika områden av livet kan skillnaderna vara enorma, men vad gäller allmänna idéer om världen finns det en enhet av åsikter med mindre avvikelser.

Mesoamerikaner började mycket tidigt göra korrekta astronomiska observationer, vanligtvis förknippade med jordbruksbehov. De kunde exakt beräkna sol- och månförmörkelser, såväl som Venus koordinater på himlen. En korrekt kalender skapades också.

Men en betydande plats i de mesoamerikanska idéerna upptas inte av resultaten av observationer, utan av astrologi och kalendern [103] . Så, idén om cyklikalitet, inbäddad i kalendern, överförs till alla händelser i denna värld, perioderna för dessa upprepningar är förknippade med heliga siffror för mesoamerikaner, såsom 400, 20, 52. Cylicitet är också närvarande i kosmogoni: världen förstörs och återskapas igen. Det fanns fyra sådana cykler totalt, den nuvarande är den femte. Om vi antar att startdatumet för kronologin är korrekt inställt, så faller slutet av den aktuella cykeln på 2012 [104] .

Världens struktur var också liknande: världen har vertikala och horisontella uppdelningar. I projektion är detta en fyrhörning, vars hörn är orienterade mot kardinalpunkterna. Världsträdet passerar genom världens centrum och förbinder 13 himmelska världar, den jordiska världen och 9 underjordiska världar. Varje del av världen hade sin egen gud och färg, som skilde sig åt mellan olika folk. Världens födelse gavs genom kampen mellan två motsatta principer: gott och ont, ljus och mörker, etc. [105]

Medeltiden

Europa

Under medeltiden i det katolska Europa dominerade det geocentriska systemet i världen enligt Ptolemaios. Detta system, i kombination med Aristoteles åsikter, fick officiellt erkännande och stöd från kyrkan och den heliga stolen [106] . En av de främsta populariserarna av Aristoteles system av homocentriska sfärer var den berömda filosofen och teologen Thomas Aquino [107] . Han ansåg att detta system var det enda rätta; epicykler och excentriker, fixerade i vetenskapen av Ptolemaios, ansågs vara ett "nödvändigt ont", en bekväm matematisk fiktion skapad för att underlätta beräkningar.

Samtidigt började universiteten växa fram i Europa. Trots att de i viss mån var under den katolska kyrkans kontroll blev de de viktigaste centra för vetenskapligt tänkande, bidrog till utvecklingen och ackumuleringen av kunskap om universums struktur [108] .

islamisk värld

Inom naturfilosofi och kosmologi följde de flesta arabiska vetenskapsmän Aristoteles lära. Den baserades på uppdelningen av universum i två fundamentalt olika delar - den sublunar och supralunar världen. Den sublunära världen är det föränderliga, förgängliga, övergåendes rike; tvärtom, den supralunariska, himmelska världen är det eviga och oföränderliga riket. Relaterat till denna föreställning är begreppet naturliga platser. Det finns fem typer av materia, och de har alla sina naturliga platser i vår värld: jordens element är i själva mitten av världen, följt av de naturliga platserna för elementen vatten, luft, eld, eter.

Inom kosmologiområdet var forskarna i islams länder anhängare av världens geocentriska system. Det fanns dock dispyter om vilken version av den som skulle föredras: teorin om homocentriska sfärer eller teorin om epicykler .

Under de XII - tidiga XIII århundradena utsattes teorin om epicykler för en massiv attack från de arabiska filosoferna och forskarna i Andalusien . Denna rörelse kallas ibland för "den andalusiska revolten" [106] . Dess grundare var Muhammad ibn Baja , känd i Europa som Avempats (d. 1138), arbetet fortsattes av hans elev Muhammad ibn Tufayl (ca 1110-1185) och eleverna i den sista Hyp ad-Din al-Bitruji , även känd som Alpetragius , och Averroes ; Maimonides , en representant för det judiska samhället i Andalusien, kan hänföras till deras antal . Dessa forskare var övertygade om att teorin om epicykler, trots alla dess fördelar från en matematisk synvinkel, inte överensstämmer med verkligheten, eftersom förekomsten av epicykler och excentriska deferenter motsäger Aristoteles fysik, enligt vilken himlakropparnas enda rotationscentrum kan bara vara världens centrum, sammanfallande med jordens centrum.

Teorin om epicykler i sin ptolemaiska version (teorin om excentricitetshalvering) kunde dock inte helt tillfredsställa astronomer. I denna teori, för att förklara planeternas ojämna rörelse, antas det att rörelsen av epicykelns centrum längs den deferenta ser enhetlig ut när den ses inte från mitten av deferenten, utan från någon punkt, vilket kallas ekvanten. , eller utjämningspunkt. I det här fallet är jorden inte heller belägen i mitten av deferenten, utan förskjuts åt sidan symmetriskt till ekvantpunkten i förhållande till centrum av deferenten. I Ptolemaios teori är vinkelhastigheten för mitten av epicykeln i förhållande till ekvanten oförändrad, medan när den ses från mitten av den deferenta, ändras vinkelhastigheten för mitten av epicykeln när planeten rör sig. Detta motsäger den allmänna ideologin för pre-Keplerian astronomi, enligt vilken himlakropparnas alla rörelser är sammansatta av enhetliga och cirkulära rörelser.

Muslimska astronomer (som börjar med ibn al-Haytham , 1000-talet) noterade en annan, rent fysisk, svårighet i Ptolemaios teori. Enligt teorin om kapslade sfärer, som utvecklades av Ptolemaios själv, representerades rörelsen av mitten av epicykeln längs den deferenta som rotationen av någon materiell sfär. Det är dock absolut omöjligt att föreställa sig rotationen av en stel kropp runt en axel som går genom dess centrum så att rotationshastigheten är konstant i förhållande till någon punkt utanför rotationsaxeln.

Det gjordes försök att gå utanför det geocentriska systemets gränser, men de mötte avsevärt motstånd från ortodoxa teologer, som förkastade alla naturfilosofiska teorier som motsäger tesen om Allahs allmakt [109] .

ortodoxa världen

Idén om världen i Bysans och de länder som anslöt sig till den östliga ritkristendomen var nära förknippad med teologi . Det var nödvändigt att förklara omvärlden och inte komma i konflikt med de heliga skrifterna . Även på VI-talet. manuskriptet " Christian Topography " dök upp av Cosmas Indikopleustus , en köpman från Alexandria . I Byzantium togs hon inte på allvar. Patriarken Photius skrev till den bulgariske tsaren Mikhail om att hon inte var värd att uppmärksammas, påpekade det absurda i hennes idéer om himlen och såg i författaren "mer en berättare av fabler än en sanningsberättare". Men i Västeuropa har sammansättningen blivit utbredd. Under den pre-mongoliska perioden trängde den in i Kievan Rus territorium och hade inflytande fram till 1600-talet [110] .

Cosmas Indikopleust förkastade hypotesen om jordens sfäricitet och hela Ptolemaios system, och kallade sådana tankar "cirkulär kätteri". Han underbyggde detta med att den heliga skriften säger att änglarna vid den andra ankomsten kommer att kalla folken "från himlens ände till deras ände" med en basunljud. Och om jorden är cirkulär, så är himlen cirkulär, det vill säga den har ingen kant, och detta strider mot Skriften. Vidare, om himlen är "cirkulär" och därför inte vidrör jordens kanter, hur kommer då människorna, vid den allmänna uppståndelsen, att resa sig från jorden vid tiden för den andra ankomsten. Enligt Cosmas hade jorden formen av en rektangel. Ovanifrån stiger denna rektangel till ett berg, vars topp lutar åt nordväst, och olika folk lever på sluttningen av detta bergsland från norr till söder. När solen passerar är solen närmare de södra länderna än de norra. Havet ligger runt jorden , och på dess kant reser sig en solid men genomskinlig vägg av himlavalvet, direkt angränsande till det utomeuropeiska landet.

Utöver Kozma Indikopleusts verk fanns boken "Sex dagar" av den bulgariska författaren från 900-talet, Johannes Exarchen , som har kommit till oss i ett manuskript från 1263 [110] . Detta arbete är mycket mer kontroversiellt än det första. Å ena sidan ger John upp synpunkter som liknar Cosmas, men det finns antydningar om att författaren föreställer sig jorden som en boll. Dessutom, till skillnad från Cosmas, skiljer han planeter från stjärnor.

Kosmografiska representationer av österländsk kristendom finns också i boken av 800-talets teolog Johannes av Damaskus , En exakt utläggning av den ortodoxa tron. Johns synpunkter är redan direkt motsatta från Cosmas: Zodiaken beskrivs i varje detalj, planeternas astrologiska hus beskrivs, sympati för jordens cirkulära karaktär är märkbar. Damaskus bok pekar inte ut en holistisk åsikt om himlens natur, men alla synpunkter på himlens natur ges. Synen på Basil den Store citeras sympatiskt : "denna himmel, den gudomliga Basilika är en subtil varelse, säger han, naturen, som rök."

Renässans (XV-XVI århundraden)

Tidig renässans (XV-talet)

Kosmologin av Nicholas of Cusa (1401-1464), som beskrivs i avhandlingen On Learned Ignorance, är av nyskapande karaktär. Han antog universums materiella enhet och ansåg att jorden var en av planeterna som också rörde sig; himlakroppar är bebodda, liksom jorden, och varje observatör i universum med samma förnuft kan anse sig vara orörlig. Enligt hans åsikt är universum obegränsat, men ändligt, eftersom oändligheten bara kan vara karakteristisk för Gud ensam . Samtidigt behåller Kuzanets många element av medeltida kosmologi, inklusive tron på existensen av himmelska sfärer, inklusive den yttre, sfären av fixstjärnor. Dessa sfärer är dock inte absolut runda, deras rotation är inte enhetlig och rotationsaxlarna upptar inte en fast position i rymden. Som ett resultat har världen inte ett absolut centrum och en tydlig gräns (förmodligen är det i denna mening som Nicholas tes om universums oändlighet bör förstås) [111] .

Heliocentriskt system (andra hälften av 1500-talet)

Första hälften av 1500-talet präglas av uppkomsten av ett nytt, heliocentriskt världssystem av Nicolaus Copernicus . Copernicus placerade solen i mitten av världen, runt vilken planeterna kretsade (inklusive jorden, som också roterade runt sin axel). Han ansåg fortfarande att universum var en begränsad sfär av fixstjärnor; uppenbarligen behöll han sin tro på existensen av himmelska sfärer [112] .

Sen renässans (andra hälften av 1500-talet)

Den engelske astronomen Thomas Digges utvecklade Copernicus idéer och föreslog att rymden är oändlig och fylld med stjärnor. Dessa idéer fördjupades av den italienske filosofen Giordano Bruno [113] [114] [115] . Ett antal bestämmelser i Brunos kosmologi har en innovativ och till och med revolutionerande karaktär för sin tid, som i stor utsträckning förutsåg många bestämmelser i modern kosmologi: idén om universums oändlighet och antalet världar i det, identifieringen av stjärnor med avlägsna solar, idén om universums materiella enhet. Samtidigt övergavs snart några idéer från Giordano Bruno (först och främst idén om den universella animeringen av materia) av vetenskapen.

Men inte alla forskare accepterade begreppet Copernicus. Så en av motståndarna var Tycho Brahe , som kallade det matematisk spekulation. Han föreslog sitt kompromiss "geheliocentriska" system av världen, som var en kombination av Ptolemaios och Kopernikus läror: solen, månen och stjärnorna kretsar runt den orörliga jorden, och alla planeter och kometer runt solen. Brahe kände inte heller igen jordens dagliga rotation.

Vetenskaplig revolution (XVII-talet)

Johannes Kepler föreställde sig universum som en boll med ändlig radie med en hålighet i mitten, där solsystemet var beläget . Kepler ansåg att det sfäriska lagret utanför denna hålighet var fyllt med stjärnor - självlysande föremål, även omgivna av planeter [116] , men som har en fundamentalt annorlunda natur än solen . Ett av hans argument är den omedelbara föregångaren till den fotometriska paradoxen . En annan revolution förknippas med namnet Kepler. Han ersätter cirkulära rörelser, förvärrade av många ekvanter, med en - längs en ellips och härleder rörelselagarna längs den, som nu bär hans namn.

Galileo Galilei lämnade frågan om universums oändlighet öppen och försvarade uppfattningen att stjärnorna är som solen. I mitten-andra hälften av 1600-talet stöddes dessa idéer av Rene Descartes (virvelteori) [117] , Otto von Guericke och Christian Huygens . Huygens äger det första försöket att bestämma avståndet till en stjärna ( Sirius ) under antagandet att dess ljusstyrka är lika med solens.

Bland de många anhängarna av Brahe-systemet på 1600-talet fanns den framstående italienske astronomen, jesuiten Giovanni Riccioli . Direkt bevis på jordens rörelse runt solen dök upp först 1727 ( ljusaberration ), men i själva verket förkastades Brahe-systemet redan på 1600-talet av de flesta vetenskapsmän som omotiverat och artificiellt komplicerat jämfört med Copernicus-Kepler-systemet.

XVIII-XIX århundraden

På tröskeln till 1700-talet publicerades en bok av enorm betydelse för all modern fysik, Isaac Newtons Principia Mathematica [118] . Den matematiska analys som fortfarande skapas gör det möjligt för fysiken att strikt utvärdera fakta, samt att tillförlitligt bedöma kvaliteten på de teorier som försöker beskriva dem.

På denna grund redan under XVIII-talet. Newton bygger sin modell av universum. Han inser att i en ändlig värld fylld av graverade kroppar, kommer ett ögonblick oundvikligen att komma när de alla smälter samman med varandra. Således tror han att universums rymd är oändlig.

I en avhandling från 1755 baserad på Thomas Wrights arbete föreslog Immanuel Kant att galaxen kunde vara en roterande kropp som bestod av ett stort antal stjärnor som hölls samman av gravitationskrafter liknande de i solsystemet, men på ett större skala. Från en observatörs synvinkel som ligger inuti galaxen (särskilt i vårt solsystem), kommer den resulterande skivan att vara synlig på natthimlen som ett ljust band. Kant föreslog också att några av nebulosorna som är synliga på natthimlen kan vara separata galaxer.

William Herschel föreslog att nebulosorna kunde vara avlägsna stjärnsystem, liknande de i Vintergatan . 1785 försökte han bestämma formen och storleken på Vintergatan och solens position i den, med hjälp av "scoop"-metoden - räkna stjärnor i olika riktningar. 1795, när han observerade planetnebulosan NGC 1514 , såg han tydligt i dess centrum en enda stjärna omgiven av nebulös materia. Existensen av äkta nebulosor var alltså utom tvivel, och det fanns ingen anledning att tro att alla nebulosor var avlägsna stjärnsystem [119] .

År 1837 upptäckte och mätte V. Ya. Struve , baserat på sina egna observationer, parallaxen α Lyra (publicerad 1839). Värdet han erhöll (0,125" ± 0,055") var den första framgångsrika bestämningen av en stjärnas parallax i allmänhet. Detta var det första steget i att förverkliga universums sanna rumsliga skalor [120] .

1900-talet

1900-talet är århundradet för den moderna kosmologins födelse. Det uppstår i början av århundradet och, allt eftersom det utvecklas, innehåller det alla de senaste landvinningarna, såsom teknik för att bygga stora teleskop, rymdflyg och datorer.

De första stegen mot en modern kosmologi togs 1908-1916. Vid denna tidpunkt gjorde upptäckten av ett direkt proportionellt samband mellan perioden och den skenbara magnituden av cepheider i det lilla magellanska molnet ( Henrietta Leavitt , USA) det möjligt för Einar Hertzsprung och Harlow Shapley att utveckla en metod för att bestämma avstånd från cepheider.

1916 skrev A. Einstein ekvationerna för den allmänna relativitetsteorin - gravitationsteorin, som blev grunden för de dominerande kosmologiska teorierna. 1917, för att försöka få fram en lösning som beskriver det "stationära" universum, introducerar Einstein ytterligare en parameter i den allmänna relativitetstekvationen - den kosmologiska konstanten .

Åren 1922-1924. A. Friedman tillämpar Einsteins ekvationer (med och utan den kosmologiska konstanten) på hela universum och erhåller icke-stationära lösningar.

År 1929 upptäcker Edwin Hubble lagen om proportionalitet mellan hastigheten på vikande galaxer och deras avstånd, senare uppkallad efter honom. Det blir uppenbart att Vintergatan bara är en liten del av det omgivande universum. Tillsammans med detta kommer bevis för Kants hypotes : vissa nebulosor är galaxer som vår. Samtidigt bekräftas Friedmans slutsatser om omvärldens icke-stationaritet, och samtidigt, riktigheten av den valda riktningen i kosmologins utveckling [121] .

Från det ögonblicket fram till 1998 blir den klassiska Friedman-modellen utan den kosmologiska konstanten dominerande. Den kosmologiska konstantens inverkan på den slutliga lösningen studeras, men på grund av bristen på experimentella indikationer på dess betydelse för att beskriva universum, används sådana lösningar inte för att tolka observationsdata.

1932 lade F. Zwicky fram idén om existensen av mörk materia - ett ämne som inte manifesterar sig som elektromagnetisk strålning, utan deltar i gravitationsinteraktion. I det ögonblicket möttes idén med skepsis, och först runt 1975 fick den en andra födelse och blev allmänt accepterad [122] .

1946-1949 tillämpade G. Gamow , som försöker förklara ursprunget till kemiska grundämnen, kärnfysikens lagar till början av universums expansion. Det är så teorin om det "heta universum" uppstår - teorin om Big Bang, och med den hypotesen om isotrop kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning med en temperatur på flera Kelvin.

1964 upptäckte A. Penzias och R. Wilson en isotrop störningskälla i radioområdet. Sedan visar det sig att detta är den relikstrålning som förutspåtts av Gamow. Teorin om det heta universum bekräftas, och elementarpartikelfysik kommer till kosmologi.

1991-1993 upptäcktes fluktuationer av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen i rymdexperimenten "Relikt-1" och COBE. Det är sant att bara några medlemmar av COBE-teamet [121] senare kommer att få Nobelpriset .

1998, ett Hubble-diagram för stora . Det visar sig att universum expanderar med acceleration . Friedmans modell tillåter detta endast med införandet av antigravitation, beskriven av den kosmologiska konstanten. Idén uppstår om att det finns en speciell typ av energi som är ansvarig för detta - mörk energi. En modern teori om expansion dyker upp - ΛCDM-modellen, som inkluderar både mörk energi och mörk materia. Universums accelererade expansion började för 6-7 miljarder år sedan. För närvarande (slutet av 2010-talet) expanderar universum på ett sådant sätt att avstånden i det fördubblas på 10 miljarder år, och denna takt kommer att förändras lite i den förutsägbara framtiden [123] :48 . $z$

Anteckningar

Kommentarer

↑
I olika källor definieras det olika:
- TSB // Stora sovjetiska encyklopedin : [i 30 volymer] / kap. ed. A. M. Prokhorov . - 3:e uppl. - M . : Soviet Encyclopedia, 1969-1978. : hela världen, gränslös i tid och rum och oändligt mångfaldig i de former som materien tar i sin utveckling. V. existerar objektivt, oavsett medvetandet hos den person som inser det .
- Universum - en artikel från Big Encyclopedic Dictionary : hela den existerande materiella världen, obegränsad i tid och rum och oändligt varierad i de former som materien tar i sin utveckling .
- Vetenskaplig och teknisk encyklopedisk ordbok: en uppsättning materia, energi och rymd, bestående av enorma kalla och tomma regioner, där högtemperaturstjärnor och andra objekt är "insprängda", grupperade i galaxer .
- Kazyutinsky VV Universum // New Philosophical Encyclopedia / Institute of Philosophy RAS ; Nationell samhällsvetenskaplig fond; Föreg. vetenskaplig-ed. råd V. S. Stepin , vice ordförande: A. A. Guseynov , G. Yu. Semigin , revisor. hemlighet A.P. Ogurtsov . — 2:a uppl., rättad. och lägg till. - M .: Thought , 2010. - ISBN 978-5-244-01115-9 . :"allt som finns", "omfattande världshelhet", "toalitet av alla saker"; innebörden av dessa termer är tvetydig och bestäms av det konceptuella sammanhanget.
- Physical Encyclopedia och Small Encyclopedia of Space definierar inte begreppet.
↑ Men inte bara i solsystemet - effekterna av allmän relativitet är också väl studerade i starka fält av nära dubbelstjärnor , dock med samma karaktäristiska storlekar.
↑ Opopulariteten hos modeller med en kosmologisk konstant bevisas vältaligt av det faktum att Weinberg i sin bok "Cosmology and Gravity" (publicerad på ryska 1975) hänvisar stycket om modeller med en kosmologisk konstant till avsnittet tillsammans med naiva modeller och modeller av det stationära universum, avleder 4 sidor av 675 per beskrivning.

Källor

↑ I.L. Genkin. VAD ÄR UNIVERSUM? . Moscow State University . - Moskva . Hämtad 30 augusti 2014. Arkiverad från originalet 27 maj 2013. (obestämd)
↑ N. B. Shulevsky. UTBILDNINGS- OCH METODOLOGISKA PROGRAM i filosofi för kandidat-, magister- och doktorander vid den ekonomiska fakulteten vid Moscow State University 26, 39, 67. Lomonosov Moscow State University (2013). - Moskva . Hämtad 29 augusti 2014. Arkiverad från originalet 29 augusti 2014. (obestämd)
↑ Universum // New Philosophical Encyclopedia . Arkiverad från originalet den 19 maj 2014. (obestämd)
↑ Zeitlin R. M. Ordförråd för det gammalslaviska språket . - M . : Nauka, 1977. - S. 39 .
↑ Vasmer M. Etymologisk ordbok för det ryska språket. T.1. M., 2004. P.363
↑ Logic of the Cosmos (fysik i det antika Grekland) Arkiverad den 26 maj 2012.
↑ Överflöd i universum för alla element i det periodiska systemet Arkiverat 25 augusti 2012.
↑ 1 2 3 4 Jarosik, N., et.al. (WMAP-samarbete). Sjuåriga Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observationer: Sky Maps, Systematic Errors och Basic Results (PDF). nasa.gov. Hämtad 4 december 2010. Arkiverad från originalet 16 augusti 2012. (obestämd) (från NASA:s WMAP-dokument arkiverade 30 november 2010. sida)
↑ Astronomy & Astrophysics Vol. 571, november 2014 (öppen volym): Planck 2013 resultat . Hämtad 17 juni 2022. Arkiverad från originalet 11 april 2021. (obestämd)
↑ Dibay E. A. Quasars // Rymdfysik / R. A. Sunyaev. — M .: SOVIET ENCYCLOPEDIA, 1986.
↑ Mazets E.P. Gammastrålning // Space Physics / R.A. Sunyaev. — M .: SOVIET ENCYCLOPEDIA, 1986.
↑ John Kormendy, Kennicutt, Robert C., Jr. Sekulär evolution och bildandet av pseudobulger i diskgalaxer . Årlig översyn av astronomi och astrofysik (7 juni 2005). doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024 . Hämtad 31 juli 2009. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011. (obestämd)
↑ 1 2 Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Rymdteleskopet Hubble och markbaserade observationer av supernovor av typ Ia vid rödförskjutning 0.5: Kosmologiska konsekvenser . — The Astrophysical Journal, 2006.
↑ 1 2 3 4 5 Rastorguev A.S. Avståndsskala i universum . Astronet . Arkiverad från originalet den 5 juli 2009. (obestämd)
↑ Kholopov P. N. Upptäckt av rörliga kluster // Stjärnkluster. — M .: Nauka, 1981.
↑ Tsvetkov D. Yu. Supernovastjärnor . Arkiverad från originalet den 9 mars 2012. (obestämd)
↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al. The High-Z Supernova Search: Measuring Cosmic Deceleration and Global Curvature of the Universe Using Type IA Supernovae . — The Astrophysical Journal, 1998.
↑ K. Nakamura et al.,. Big-Bang kosmologi: sid. 8. Arkiverad den 25 november 2011. (obestämd)
↑ Steven Weinberg. Kosmologi . - M. : URSS, 2013. - S. 68 -81. — 608 sid. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Stark gravitationell linsningstidsfördröjningsstatistik och densitetsprofilen för mörka glorier . — The Astrophysical Journal, 2002.
↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Expansionsfältet: värdet på H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
↑ 1 2 3
Artikel med en minirecension om ämnet:
- Makarov, Dmitry; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca etc. Spets av Red Giant Branch Avstånd. I. Optimering av en algoritm för maximal sannolikhet. - The Astronomical Journal, 2006. - .
Privata tillägg:
- Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Spets av den röda jättegrenen Avstånd till galaxer. III. Dvärggalaxens sextaner. - Astrophysical Journal, 1996. - .
- Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Den röda jättegrenens spets som avståndsindikator för upplösta galaxer. - Astrophysical Journal, 1993. - .
↑ McClure ML, Dyer, CC Anisotropi i Hubble-konstanten som observerats i HST extragalaktiska avståndsskala nyckelprojektresultat . — Ny astronomi, 2007.
↑ Coley A.A. Kosmologiska observationer: Medelvärde på nollkonen . — eprint arXiv:0905.2442, 2009.
↑ Umeh, Obinna, Larena Julien, Clarkson Chris. Hubblehastigheten i genomsnittlig kosmologi . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.
↑ Blomqvist, Michael; Mortsell, Edvard; Nobili, Serena. Undersöka mörk energiinhomogenitet med supernovor . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2008.
↑ Clifton Timothy, Zuntz Joe. Hubble diagram dispersion från storskalig struktur . — Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, 2009.
↑ Blomqvist, Michael; Enander, Jonas; Mortsell, Edward. Begränsa mörk energifluktuationer med supernovakorrelationer . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2010.
↑ Dai, De-Chang; Kinney, William H.; Stojkovic, Dejan. Mätning av det kosmologiska bulkflödet med hjälp av supernovornas märkliga hastigheter . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2011.
↑ 1 2 3 4 M. V. Sazhin. Anisotropi och polarisering av relikstrålning. Senaste data . - UFN, 2004. Arkiverad den 12 augusti 2011.
↑ Yoel Rephaeli. Kosmologi med SZ-effekten . – 2003.
↑ Yuki D. Takahashi. CMB-polarisering . Arkiverad från originalet den 22 augusti 2011. (obestämd)
↑ Lewis Anton, Challinor Anthony. Svag gravitationslinsning av CMB . — Physics Reports, 2006.
↑ Rossi Graziano, Sheth Ravi K., Park Changbom, Hernández-Monteagudo Carlos. Icke-Gaussisk distribution och klustring av varma och kalla pixlar på den femåriga WMAP-himlen . — Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, 2009.
↑ Verkhodanov OV, Sokolov VV, Khabibullina ML, Karpov SV GRB sky distribution pussel . — Astrophysical Bulletin, 2010.
↑ Liu Hao, Li Ti-Pei. Förbättrad CMB-karta från WMAP-data . — tryck, 2009.
↑ Enkelt men utmanande: Universum enligt Planck . Arkiverad från originalet den 24 maj 2013. (obestämd)
↑ David H. Weinberg, Romeel Dav'e, Neal Katz, Juna A. Kollmeier. Lyman-alfaskogen som ett kosmologiskt redskap . — STI, 2003.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Allmän astrofysik . - M. : VEK 2, 2006. - S. 402 -404. — 496 sid. - 1500 exemplar. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Hoekstra Henb; Jain Bhuvnesh. Svag gravitationslins och dess kosmologiska tillämpningar . — Årlig översyn av kärn- och partikelsystem, 2008.
↑ 1 2 Zasov A.V. Universums storskaliga struktur . Arkiverad från originalet den 27 oktober 2009. (obestämd)
↑ N. T. Ashimbaeva. Detektering av vatten i det tidiga universum med hjälp av gravitationslinser. . Astronet . Hämtad 28 oktober 2009. Arkiverad från originalet 18 maj 2011. (obestämd)
↑ Péroux, C.; Kulkarni, V.P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, JT; Vladilo, G.; York, DG Den mest metallrika mellanliggande kvasarabsorbatorn som är känd . — Astronomi och astrofysik, 2006.
↑ O'Meara John M., Burles Scott, Prochaska Jason X., Prochter Gabe E et al. The Deuterium-to-Hydrogen Abundance Ratio to the QSO SDSS J155810.16-003120 . — The Astrophysical Journal, 2006.
↑ A. V. Zasov, K. A. Postnov. Allmän astrofysik. - M. : VEK 2, 2006. - 496 sid. - 1500 exemplar. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ N. T. Ashimbaeva. Den första exakta mätningen av CMB-temperaturen i den tidiga eran. . Astronet . Hämtad 28 oktober 2009. Arkiverad från originalet 18 maj 2011. (obestämd)
↑ Maiolino R.; Schneider R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. Ett supernovaursprung för damm i en kvasar med hög rödförskjutning . — Naturen, 2004.
↑ Bouwens, RJ; Illingworth, GD; Franx, M. et al. UV-kontinuumlutning och dammobscuration från z~6 till z~2: Stjärnformationen . — The Astrophysical Journal, 2009.
↑ 1 2 3 ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM. GRB Kosmologi . — tryck, 2007.
↑ Sarkar Prakash, Yadav Jaswant, Pandey Biswajit, Bharadwaj Somnath. Homogenitetsskalan för galaxfördelningen i SDSS DR6 . — Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, 2009.
↑ Gong Zhi Yuan. Testa homogeniteten hos storskalig struktur med SDSS-data . — Kinesisk astronomi och astrofysik, 2010.
↑ Sylos Labini, F.; Vasilyev, NL; Baryshev, YV Ihållande fluktuationer i fördelningen av galaxer från tvågradersfältet . — Europhysics Letters, 2009.
↑ Sylos Labini, Francesco; Baryshev, Yuri V. Testar de kopernikanska och kosmologiska principerna i lokaluniversumet med galaxundersökningar . — Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 2010.
↑ Ryabinkov, AI; Kaminker, AD; Varshalovich, D. A. Rödförskjutningsfördelningen av absorptionslinjesystem i QSO-spektra . — Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, 2007.
↑ Bell, MB; McDiarmid, D. Sex toppar synliga i rödförskjutningsfördelningen av 46 400 SDSS-kvasarer överensstämmer med de föredragna rödförskjutningarna som förutspås av den minskande inre rödförskjutningsmodellen . — The Astrophysical Journal, 2006.
↑ Hartnett, J.G. Fourier Analys av den storskaliga spatialfördelningen av galaxer i universum . — 2nd Crisis in Cosmology Conference, 2009.
↑ Pérez-González Pablo G., Rieke George H., Villar Victor et al. The Stellar Mass Assembly of Galaxies from z=0 to z=4: Analysis of a sample Selected in the Rest-Frame Near-Infrared with Spitzer . — The Astrophysical Journal, 2008.
↑ Labita, M.; Decarli, R.; Treves, A.; Falomo, R. Neddragning av supermassiva svarta hål från SDSS-kvasarundersökningen . — Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society, 2009.
↑ Gratton Raffaele G., Fusi Pecci Flavio, Carretta Eugenio et al. Ages of Globular Clusters from HIPPARCOS Parallaxes of Local Subdwarfs . — Astrophysical Journal, 1997.
↑ Peterson Charles J. Ages of globular clusters . — Astronomical Society of the Pacific, 1987.
↑ 1 2 Harvey B. Richer et al. Hubble Space Telescope Observationer av vita dvärgar i klotklustret M4 . — Astrophysical Journal Letters, 1995.
↑ Moehler S, Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters . - 2008. Arkiverad 6 augusti 2017.
↑ Hosford A., Ryan SG, García Pérez AE et al. Litiumförekomster av halodvärgar baserat på excitationstemperatur. I. Lokal termodynamisk jämvikt (engelska) // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 2009.
↑ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Caffau, E. Litium överflöd i extremt metallfattiga avstängningsstjärnor . — 2012.
↑ Schatz Hendrik, Toenjes Ralf, Pfeiffer Bernd. Torium- och urankronometrar applicerade på CS 31082-001 . — The Astrophysical Journal, 2002.
↑ N. Dauphas. URAN-TORIUM KOSMOKRONOLOGI . - 2005. Arkiverad 19 maj 2014.
↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. The Primordial Abundance of 4He Revisited . — Astrophysical Journal, 1998.
↑ Izotov, Yuri I.; Thuan, Trinh X. Det ursprungliga överflödet av 4He: bevis för icke-standardiserad big bang-nukleosyntes . — The Astrophysical Journal Letter, 2010.
↑ Peimbert, Manuel. Det ursprungliga heliumöverflödet . — 2008.
↑ S. Capozziello och M. Francaviglia. Utökade teorier om gravitation och deras kosmologiska och astrofysiska tillämpningar // Allmän relativitet och gravitation. - 2008. - Vol. 40 , iss. 2-3 . - s. 357-420 . - doi : 10.1007/s10714-007-0551-y . Arkiverad från originalet den 12 juli 2015.
↑ 1 2 M. V. Sazhin. Modern kosmologi i populär presentation. - M. : URSS, 2002. - S. 145-148. — 240 s. - 2500 exemplar. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8
- Zasov A. V., Postnov K. A. Allmän astrofysik . - Fryazino: Ålder 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 sid. — ISBN 5-85099-169-7 .
- Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Introduktion till teorin om det tidiga universum: Hot Big Bang Theory. - M. : LKI, 2008. - S. 45-80. — 552 sid. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Planck Collaboration. Planck 2013 resultat. XVI. Kosmologiska parametrar . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 Michael Rowan-Robinson. Kosmologi = Kosmologi / Översatt från engelska av N. A. Zubchenko. Under den vetenskapliga redaktionen av P. K. Silaev. - M.-Izhevsk: Forskningscentrum "Regular and Chaotic Dynamics", 2008. - P. 96-102. — 256 sid. - ISBN 976-5-93972-659-7.
↑ [0806.1065] B2FH, the Cosmic Microwave Background and Cosmology Arkiverad från originalet den 6 augusti 2017.
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Introduktion till kärn- och partikelfysik. - M. : URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 sid. - 1700 exemplar. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Modern kosmologi i populär presentation. - M. : URSS, 2002. - S. 144. - 240 sid. - 2500 exemplar. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ M. V. Sazhin. Modern kosmologi i populär presentation. - M. : URSS, 2002. - S. 104-106. — 240 s. - 2500 exemplar. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Översättning av "den officiella webbplatsen för Superstring Theory" . Astronet . Arkiverad från originalet den 23 februari 2009. (obestämd)
↑ 1 2 I öppna källor presenteras en bra översikt i en engelskspråkig artikel Robert Brandenberger. Ämnen i kosmologi . - 2007. - arXiv : hep-th/0701157 . På ryska är motsvarigheten vad gäller undersökningsdata D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeans instabilitet i Newtons gravitationsteorin // Introduktion till teorin om det tidiga universum: kosmologiska störningar. inflationsteori. - M . : Krasnad, 2010. - S. 335-371. — 568 sid. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ Lev Kofman, Linde Andrei, Starobinsky Alexei A. Uppvärmning efter inflation . — Fysisk. Varv. Lett., 1994.
↑ Astronomi XXI århundradet / Ed. V. G. Surdina . - 2:a. - Fryazino: Century 2, 2008. - S. 414-416. — 608 sid. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
↑ Victor J Stenger. Är universum finjusterat för oss? (engelska) . Arkiverad från originalet den 16 juli 2012.
↑ Tegmark Max. Tolkningen av kvantmekanik: många världar eller många ord? . Fortschritte der Physik, 1998.
↑ Grön B. Elegant universum. Superstrings, Hidden Dimensions och Quest for the Ultimate Theory . - 1999. - 464 sid. — ISBN 0-375-70811-1 .
↑ Kosmologi. Vad handlar strängteori om? . Astronet . Hämtad 15 maj 2010. Arkiverad från originalet 22 augusti 2011. (obestämd)
↑ L. Baum och P. H. Frampton. Vändning i cyklisk kosmologi. - Physical Review Letters, 2007. - doi : 10.1103/PhysRevLett.98.071301 . - . - arXiv : hep-th/0610213 . — PMID 17359014 .
↑ PJ Steinhardt, N. Turok. Den cykliska modellen förenklad. - New Astron. Rev., 2004. - doi : 10.1016/j.newar.2005.01.003 . — . - arXiv : astro-ph/0404480 .
↑ 1 2 Gibson CH, Schild RE Evolution av Proto-Galax-kluster till deras nuvarande form: Teori och observation . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 Gorbunov D. S., Rubokov V. A. Jeans instabilitet i den Newtonska gravitationsteorin // Introduktion till teorin om det tidiga universum: Kosmologiska störningar. inflationsteori. - M. : Krasnad, 2010. - 568 sid. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 3 4 Gorbunov D. S., Rubakov V. A. Skalära störningar: resultat för enkomponentsmedia. // Introduktion till teorin om det tidiga universum: Kosmologiska störningar. inflationsteori. — M. : LKI, 2008. — 552 sid. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ L. D. Landau, E. M. Lifshits. Fältteori. - M . : Fizmatlit, 2006. - S. 493-494. - (Teoretisk fysik).
↑ Longo Michael J. Detektering av en dipol i spiralgalaxer med rödförskjutningar z~0,04 . — Fysikbokstäver B, 2011.
↑ 1 2 Litovka I. I. Idéer om rum och tid i det antika Mesopotamien under den kassitiska och assyriska perioden // Historiefilosofi. - 2011. - T. 4 . - S. 105-113 .
↑ Kurtik G. E. Kosmologi i det antika Mesopotamien // Studier i fysiks och mekanikens historia. 1995-1997. - M. : Nauka, 1999. - S. 60-75 .
↑ Korostovtsev M. A. - Religion of Ancient Egypt Arkiverad den 24 september 2015.
↑ Det antika Egyptens kulturella utrymme - Historia och kultur i det antika Egypten Arkiverad 9 oktober 2010.
↑ Litovka I. I. Problematiska aspekter av forntida egyptisk astronomi, kronologi och kalender // Historiefilosofi. - 2009. - T. 1 . - S. 134-154 .
↑ A. Panekuk. Grekiska poeter och filosofer // History of Astronomy = A history of astronomy. - den andra. - M. : URSS, 2010. - 592 sid. — (Fysisk-matematiskt arv). — ISBN 978-5-382-01147-9 .
↑ L. Ponomarev. Under kvantets tecken. - M. : FIZMATLIT, 2005. - 416 sid. — ISBN 5-9221-0653-8 .
↑ BL van der Waerden, Om planeternas rörelse enligt Heraclides of Pontus, Arch. Internat. Hist. sci. 28 (103) (1978)
↑ James Evans. Historia och praktik av antik astronomi. — Oxford: Oxford. University Press, 1998, s. 384-392.
↑ K. Taube. Myter om aztekerna och Maya / K. Tkachenko. - M . : Fair-press, 2005.
↑ Encyclopedia of mythology. Astrologi av folken i Mesoamerika . Tillträdesdatum: 27 maj 2011. Arkiverad från originalet den 9 juli 2012. (obestämd)
↑ A. I. Davletshin. Anteckningar om religiös-mytologiska representationer i Mesoamerika . Arkiverad från originalet den 27 december 2009. (obestämd)
↑ 1 2 Sabra A. I. The Andalusian Revolt Against Ptolemaic Astronomy: Averroes and al-Bitrûjî // i: Transformation and Tradition in the Sciences: Essays in honor of I. Bernard Cohen. - Cambridge University Press, 1984. - S. 233-253.
↑ Bilenkin D. A. Tankesätt. – Vetenskapligt tunn. belyst. - M. : Det. lit., 1982. - S. 166.
↑ Astronomi . Stora sovjetiska encyklopedin . Hämtad 18 december 2012. Arkiverad från originalet 19 december 2012. (obestämd)
↑ S. K. Alla helgon. Hur universum var känt. - M . : Statens förlag för teknisk och teoretisk litteratur, 1955. - 49 sid.
↑ 1 2 Astronomi i det antika Ryssland D. O. Svyatsky Arkiverad den 12 oktober 2011.
↑ Koyre A. Från den slutna världen till det oändliga universum. - M . : Logos, 2001. - S. 2-17.
↑ Barker P. Copernicus, orbs och equant. — Synthesis, 1990.
↑ Giordano Bruno. Om oändligheten, universum och världar
↑ Gatti H. Giordano Bruno och renässansvetenskap. - Cornell Univercity Press, 1999. - S. 105-106.
↑ Koire 2001; Granada 2008.
↑ Khramov Yu. A. Fysiker: Biografiskt katalog / Ed. A. I. Akhiezer .. - Ed. 2:a, rev. och ytterligare - M. : Nauka , Huvudupplagan av fysisk och matematisk litteratur, 1983. - S. 130. - 400 sid. - 200 000 exemplar.
↑ Matvievskaya G.P. Rene Descartes. - M . : Utbildning, 1987. - S. 38. - 79 sid. — (Vetenskapsmänniskor). - 74 000 exemplar.
↑ Newton I. Matematiska principer för naturfilosofi / Översättning från latin och anteckningar av A. N. Krylov . — M .: Nauka, 1989. — 688 sid.
↑ Yu. N. Efremov. Hubble konstant . Astronet . Hämtad 4 oktober 2010. Arkiverad från originalet 11 augusti 2011. (obestämd)
↑ Stjärnparallax (länk ej tillgänglig) . Hämtad 11 april 2013. Arkiverad från originalet 21 september 2013. (obestämd)
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Allmän astrofysik. - M. : VEK 2, 2006. - 398 sid. - 1500 exemplar. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Einasto Jaan. Sagan om mörk materia = Tumeda aine lugu / komp. Mihkel Jõeveer, red. Urmas Tonisson. — Tumeda aine lugu. - Tartu: Ilmamaa, 2006. - T. 71. - S. 259-415. - (Eesti mõtteloo (Estniskt tänkandes historia)). — ISBN 978-9985-77-192-1 .
↑ Valery Rubakov . Universum känt och okänt // Vetenskap och liv . - 2019. - Nr 11 . - S. 46-50 . (ryska)

Litteratur

Landau LD , Lifshitz, EMThe Classical Theory of Fields (kurs i teoretisk fysik) (engelska) . — reviderad 4:e engelska. — New York: Pergamon Press, 1975. - s. 358-397. - ISBN 978-0-08-018176-9 .
Liddell HG, Scott R. A Greek-English Lexicon . - Oxford University Press , 1968. - ISBN 978-0-19-864214-5 .
Misner CW , Thorne KS , Wheeler JA Gravitation. —San Francisco: W.H. Freeman, 1973. - s. 703-816. - ISBN 978-0-7167-0344-0 .
Raine DJ, Thomas EG En introduktion till vetenskapen om kosmologi . — Institute of Physics Publishing , 2001.
Rindler, W. Essential Relativity: Special, General, and Cosmological . - New York: Springer Verlag , 1977. - P. 193-244 . - ISBN 978-0-387-10090-6 .
Smithsonian Universe / Martin Rees. — 2:a. - London: Dorling Kindersley , 2012. - ISBN 978-0-7566-9841-6 .

Länkar

van der Waerden BL Det heliocentriska systemet i grekisk, persisk och hinduisk astronomi (engelska) // Annals of the New York Academy of Sciences : journal. - 1987. - Vol. 500, nej. 1 . - s. 525-545. - doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x . — .

Tematiska platser

discoggar

Ordböcker och uppslagsverk

I bibliografiska kataloger
BNF : 123747698 GND : 4079154-3 J9U : 987007572655805171 LCCN : sh2010007248 NDL : 00574074 NKC : ph116566

Jordens läge i yttre rymden
Jorden → Solsystemet → Lokalt interstellärt moln → Lokalt bubbla → Gouldbälte → Orionarm → Vintergatan → Vintergatans undergrupp → Lokal grupp → Lokalt löv → Lokalt superkluster av galaxer → Laniakea → Fiskarna-Cetus superklusterkomplex → Hubble Volym → Metagalax → Metagalax → ? multiversum
Tecknet " → " betyder "ingår i" eller "är en del av"

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi