Hogy néz ki az egész univerzum. Mi az Univerzum? Az univerzum felépítése. A világegyetem legfényesebb galaxisa. Az égi térkép titkai

A „The Universe. Az Üzemeltetési Kézikönyv tökéletes útmutató a modern fizika legfontosabb – és minden bizonnyal a legcsodálatosabb – kérdéseire: „Lehetséges-e az időutazás?” „Léteznek párhuzamos univerzumok?” „Ha az univerzum tágul, akkor hol tágul? " , "Mi történik, ha a fénysebességre felgyorsulva megnézed magad a tükörben?", "Miért van szükségünk részecskeütközőkre, és miért kell folyamatosan működniük? Nem ismétlik meg újra és újra ugyanazokat a kísérleteket? A humor, a paradoxon, a lebilincselés és a bemutatás elérhetősége egy polcra tette ezt a könyvet G. Perelman, S. Hawking, B. Bryson és B. Green bestsellereivel! Igazi ajándék mindenkinek, aki érdeklődik a modern tudomány iránt - érdeklődő középiskolástól kedvenc tanáráig, filológushallgatótól a fizikai és matematikai tudományok doktoráig!

Hogy mi van mögöttük, az nem látszik, de tudjuk, hogy néz ki most az Univerzum, és hogyan nézett ki minden pillanatban korai szakaszától napjainkig, így sejthetjük, mi van e kozmikus függöny mögött. Ez arra készteti az embert, hogy mögé nézzen, nem?

Tehát bár nem tudunk a horizonton túlra tekinteni, látunk eleget ahhoz, hogy saját és mások kíváncsiságát az állam rovására kielégítsük. A legszebb az, hogy minél tovább várunk, annál öregebb lesz az Univerzum, és minél messzebbre húzódik vissza a horizont. Más szóval, vannak az Univerzum távoli sarkai, amelyek fénye csak most jut el hozzánk.

És mi van a horizonton túl? Senki sem tudja, de alapos találgatásokba bocsátkozhatunk. Emlékezzünk arra, amit Kopernikusz és követői világosan megmutattak nekünk; „Amikor mész valahova, akkor is kikerülsz valahova”, tehát feltételezhetjük, hogy a horizonton túl az Univerzum nagyjából ugyanúgy néz ki, mint itt. Természetesen lesznek más galaxisok is, de nagyjából ugyanannyi lesz belőlük, mint körülöttünk, és nagyjából ugyanúgy fognak kinézni, mint a szomszédaink. De ez nem feltétlenül igaz. Azért tesszük ezt a feltételezést, mert nincs okunk másként gondolni.

Az egyik fő kérdés, amely nem jön ki az emberi tudatból, mindig is az volt és az is: „hogyan jelent meg az Univerzum?”. Természetesen erre a kérdésre nincs egyértelmű válasz, és nem valószínű, hogy a közeljövőben megkapjuk, azonban a tudomány ebbe az irányba dolgozik, és kialakít egy bizonyos elméleti modellt Univerzumunk eredetéről. Mindenekelőtt figyelembe kell vennünk az Univerzum főbb tulajdonságait, amelyeket a kozmológiai modell keretein belül kell leírni:

• A modellnek figyelembe kell vennie az objektumok közötti megfigyelt távolságokat, valamint mozgásuk sebességét és irányát. Az ilyen számítások a Hubble törvényen alapulnak: cz =H0D, Ahol z a tárgy vöröseltolódása, D- távolság ehhez a tárgyhoz, c a fénysebesség.
• A modellben szereplő Univerzum korának meg kell haladnia a világ legrégebbi objektumainak korát.
• A modellnek figyelembe kell vennie az elemek kezdeti bõségét.
• A modellnek figyelembe kell vennie a megfigyelhető .
• A modellnek figyelembe kell vennie a megfigyelt reliktum hátteret.

Tekintsük röviden az Univerzum keletkezésének és korai evolúciójának általánosan elfogadott elméletét, amelyet a tudósok többsége támogat. Ma az ősrobbanás elmélete a forró Univerzum modelljének és az ősrobbanásnak a kombinációját jelenti. És bár ezek a fogalmak először egymástól függetlenül léteztek, kombinációjuk eredményeként sikerült megmagyarázni az Univerzum kezdeti kémiai összetételét, valamint a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás jelenlétét.

Ezen elmélet szerint az Univerzum mintegy 13,77 milliárd évvel ezelőtt keletkezett valamilyen sűrű, fűtött objektumból – amit a modern fizika keretein belül nehéz leírni. A kozmológiai szingularitás problémája többek között az, hogy leírásakor a legtöbb fizikai mennyiség, például a sűrűség és a hőmérséklet a végtelenbe hajlik. Ugyanakkor ismeretes, hogy végtelen sűrűségnél (a káosz mértéke) nullára kell irányulnia, ami semmiképpen sem kompatibilis a végtelen hőmérséklettel.

• • Az ősrobbanás utáni első 10-43 másodpercet a kvantumkáosz szakaszának nevezik. Az univerzum természete a létezés ezen szakaszában nem írható le az általunk ismert fizika keretei között. Egy folytonos egyetlen téridő kvantumokká bomlik fel.

• A Planck-pillanat a kvantumkáosz végének pillanata, amely 10-43 másodpercre esik. Ebben a pillanatban az Univerzum paraméterei megegyeztek, mint a Planck-hőmérséklet (kb. 10 32 K). A Planck-korszak idején mind a négy alapvető kölcsönhatás (gyenge, erős, elektromágneses és gravitációs) egyetlen kölcsönhatásba egyesült. A Planck-momentumot nem lehet egy bizonyos hosszú periódusnak tekinteni, mivel a modern fizika nem működik kisebb paraméterekkel, mint a Planck-momentumok.
• Színpad. A világegyetem történetének következő szakasza az inflációs szakasz volt. Az infláció első pillanatában a gravitációs kölcsönhatás egyetlen szuperszimmetrikus mezőtől vált el (korábban az alapvető kölcsönhatások mezőit is magában foglalta). Ebben az időszakban az anyag negatív nyomást gyakorol, ami az Univerzum mozgási energiájának exponenciális növekedését okozza. Egyszerűen fogalmazva, ebben az időszakban az Univerzum nagyon gyorsan kezdett duzzadni, és a vége felé a fizikai mezők energiája a közönséges részecskék energiájává változik. Ennek a szakasznak a végén az anyag és a sugárzás hőmérséklete jelentősen megnő. Az inflációs szakasz végével egy erős kölcsönhatás is kialakul. Szintén ebben a pillanatban felmerül.
• A sugárzás dominancia szakasza. Az Univerzum fejlődésének következő szakasza, amely több szakaszt foglal magában. Ebben a szakaszban az Univerzum hőmérséklete csökkenni kezd, kvarkok keletkeznek, majd hadronok és leptonok. A nukleoszintézis korszakában megtörténik a kezdeti kémiai elemek kialakulása, a hélium szintetizálódik. A sugárzás azonban továbbra is uralja az anyagot.
• Az anyag uralmának korszaka. 10 000 év elteltével az anyag energiája fokozatosan meghaladja a sugárzás energiáját, és megtörténik a szétválásuk. Az anyag kezd dominálni a sugárzás felett, reliktum háttér jelenik meg. Szintén az anyag sugárzással történő szétválasztása jelentősen megnövelte az anyageloszlás kezdeti inhomogenitását, aminek következtében galaxisok és szupergalaxisok kezdtek kialakulni. Az Univerzum törvényei olyan formát öltöttek, amelyben ma megfigyeljük őket.

A fenti kép több alapvető elméletből áll, és általános képet ad az Univerzum kialakulásáról a létezésének korai szakaszában.

Honnan jött az univerzum?

Ha az Univerzum egy kozmológiai szingularitásból származik, akkor honnan származik a szingularitás? Erre a kérdésre még nem lehet pontos választ adni. Nézzünk meg néhány kozmológiai modellt, amelyek befolyásolják az "Univerzum születését".

Ciklikus modellek

Ezek a modellek azon az állításon alapulnak, hogy az Univerzum mindig is létezett, és az idő múlásával állapota csak változik, a tágulástól az összehúzódásig és fordítva.

• Steinhardt-Turok modell. Ez a modell a húrelméleten (M-elmélet) alapul, mivel egy ilyen objektumot "bránként" használ. E modell szerint a látható Univerzum egy 3-brán belsejében található, amely időszakonként, néhány billió évente egy másik 3-bránnal ütközik, ami egyfajta ősrobbanást okoz. Továbbá a 3-bránunk elkezd távolodni a másiktól és kitágulni. Egy bizonyos ponton a sötét energia részaránya elsőbbséget élvez, és a 3-brán tágulási sebessége nő. A kolosszális tágulás olyan mértékben szórja szét az anyagot és a sugárzást, hogy a világ szinte homogénné és üressé válik. Végül a 3-brán ismét összeütközik, miáltal a miénk visszatér ciklusának kezdeti fázisába, újjáteremtve "Univerzumunkat".

• Loris Baum és Paul Frampton elmélete is azt állítja, hogy a világegyetem ciklikus. Elméletük szerint az ősrobbanást követően az utóbbi a sötét energia hatására tágul, amíg el nem éri magának a téridőnek a „felbomlásának” a pillanatát, a Big Rip-et. Mint tudják, a "zárt rendszerben az entrópia nem csökken" (a termodinamika második főtétele). Ebből az állításból következik, hogy az Univerzum nem térhet vissza eredeti állapotába, hiszen egy ilyen folyamat során az entrópiának csökkennie kell. Ez a probléma azonban ennek az elméletnek a keretein belül megoldott. Baum és Frampton elmélete szerint a Nagy Hasadás előtt egy pillanattal az Univerzum sok "rongyra" bomlik, amelyek mindegyike meglehetősen kicsi entrópiaértékkel rendelkezik. Számos fázisátalakulás megtapasztalása után az egykori Univerzum ezekből a "foltokból" anyag keletkezik, és az eredeti Univerzumhoz hasonlóan fejlődnek. Ezek az új világok nem lépnek kölcsönhatásba egymással, mivel a fénysebességnél nagyobb sebességgel repülnek szét. Így a tudósok elkerülték a kozmológiai szingularitást is, amely a legtöbb kozmológiai elmélet szerint elindítja az Univerzum születését. Vagyis ciklusa végén az Univerzum sok más, egymással nem kölcsönható világra bomlik, amelyekből új univerzumok lesznek.
• Konformális ciklikus kozmológia – Roger Penrose és Vahagn Gurzadyan ciklikus modellje. E modell szerint az Univerzum képes új ciklusba lépni anélkül, hogy megsértené a termodinamika második főtételét. Ez az elmélet azon a feltételezésen alapul, hogy a fekete lyukak elpusztítják az elnyelt információt, ami valamilyen módon "jogszerűen" csökkenti az univerzum entrópiáját. Ezután az Univerzum minden ilyen létezési ciklusa az Ősrobbanás hasonlóságával kezdődik, és egy szingularitással végződik.

Egyéb modellek az Univerzum eredetéhez

A látható Univerzum megjelenését magyarázó egyéb hipotézisek közül a következő kettő a legnépszerűbb:

• Az infláció kaotikus elmélete Andrey Linde elmélete. Ezen elmélet szerint van néhány skaláris mező, amely nem egyenletes a teljes térfogatában. Vagyis az univerzum különböző régióiban a skaláris mezőnek más jelentése van. Ekkor azokon a területeken, ahol a mező gyenge, nem történik semmi, míg az erős mezővel rendelkező területeken az energiája miatt tágulni (infláció) kezdenek, így új univerzumokat hoznak létre. Egy ilyen forgatókönyv számos olyan világ létezését feltételezi, amelyek nem egyidejűleg keletkeztek, és rendelkeznek saját elemi részecskék halmazával, és ennek következtében a természet törvényeivel.
• Lee Smolin elmélete azt sugallja, hogy az Ősrobbanás nem az Univerzum létezésének kezdete, hanem csak fázisátmenet a két állapota között. Mivel az Ősrobbanás előtt az Univerzum egy kozmológiai szingularitás formájában létezett, amely természetében közel állt a fekete lyuk szingularitásához, Smolin azt sugallja, hogy az Univerzum egy fekete lyukból keletkezhetett.

Eredmények

Annak ellenére, hogy a ciklikus és más modellek számos olyan kérdésre adnak választ, amelyekre az Ősrobbanás elmélete nem tud válaszolni, beleértve a kozmológiai szingularitás problémáját is. Mégis, az inflációs elmélettel együtt, az Ősrobbanás még teljesebben megmagyarázza az Univerzum keletkezését, és sok megfigyeléssel egybevág.

Ma a kutatók továbbra is intenzíven tanulmányozzák az Univerzum keletkezésének lehetséges forgatókönyveit, hogy cáfolhatatlan választ adjanak a „Hogyan jelent meg az Univerzum?” kérdésre. – a közeljövőben nem valószínű. Ennek két oka van: a kozmológiai elméletek közvetlen bizonyítása gyakorlatilag lehetetlen, csak közvetett; még elméletileg sem lehet pontos információkat szerezni az Ősrobbanás előtti világról. E két ok miatt a tudósok csak hipotéziseket állíthatnak fel és olyan kozmológiai modelleket építhetnek, amelyek a legpontosabban leírják az általunk megfigyelt Univerzum természetét.

Az univerzum nagy léptékű szerkezetének szimulációja összetett, nem ismétlődő aggregációkat mutat. De a mi szempontunkból láthatjuk az Univerzum véges térfogatát. Mi rejlik azon túl?

13,8 milliárd évvel ezelőtt az általunk ismert univerzum az Ősrobbanással kezdődött. Ez idő alatt a tér kitágult, az anyag gravitációs vonzást tapasztalt, és ennek eredményeként olyan Univerzumot kaptunk, amilyennek ma megfigyeljük. De annak ellenére, hogy hatalmas, megfigyeléseinknek határai vannak. Egy bizonyos távolságon a galaxisok eltűnnek, a csillagok elhalványulnak, és nem kapunk jeleket az Univerzum távoli részeiről. És mi van ezen a határon túl? Ezen a héten egy olvasó megkérdezi:

Ha az univerzum térfogata véges, hol van a határa? Közel tudsz férkőzni hozzá? Hogy fog kinézni?

Közvetlen környezetünkben az univerzum tele van csillagokkal. Ha elrepül 100 000 fényévre, maga mögött hagyhatja a Tejútrendszert. Mögötte galaxisok tengere húzódik – talán két billió a megfigyelhető univerzumban. Nagyon sok fajtájuk, formájuk, méretük és tömegük létezik. De ha távolabbi galaxisokat nézünk, valami szokatlant láthatunk: minél távolabb van a galaxis, annál valószínűbb, hogy kisebb lesz a mérete és tömege, és csillagai jobban gravitálnak a kék szín felé, mint a legközelebbi galaxisok.

Miben különböznek a galaxisok a világegyetem történetének különböző időszakaiban?

Ez logikus, mivel az univerzumnak van kezdete: születésnapja. Pontosan ez volt az Ősrobbanás, az a nap, amikor az általunk ismert univerzum megszületett. Egy hozzánk viszonylag közel található galaxis kora egybeesik a mi korunkkal. De ha egy több milliárd fényévnyire lévő galaxisra nézünk, azt látjuk, hogy a fény több milliárd évbe telt, mire elérte a szemünket. Annak a galaxisnak, amelynek 13 milliárd évnyi fényre volt szüksége ahhoz, hogy elérjen bennünket, egymilliárd évesnél is kevesebbnek kell lennie, és ahogy tovább tekintünk az űrbe, lényegében a múltba tekintünk.

A Hubble eXtreme Deep Field projektje által előállított ultraibolya, látható és infravörös fény kompozit a távoli univerzum valaha volt legnagyobb képe.

Fent látható a Hubble projekt eXtreme Deep Field (XDF) képe, amely a távoli univerzum legmélyebb képe. Több ezer galaxist mutat meg tőlünk és egymástól nagyon eltérő távolságra. De egyszerű színben nem látható, hogy minden galaxishoz egy adott spektrum kapcsolódik, amelyben az atom egyszerű fizikájának köszönhetően a gázfelhők nagyon meghatározott hullámhosszon nyelték el a fényt. Az univerzum tágulásával ez a hossz megnyúlik, így a távolabbi galaxisok vörösebbnek tűnnek számunkra. Ez a fizika lehetővé teszi, hogy feltételezéseket tegyünk a távolságukról, és amikor ezeket a távolságokat elhelyezzük, kiderül, hogy a legtávolabbi galaxisok a legfiatalabbak és a legkisebbek.

A galaxisok mögött kell lenniük az első csillagoknak, majd csak a semleges gázoknak – amikor az Univerzumnak nem volt ideje arra, hogy az anyagot olyan struktúrákba vonja be, amelyek elég sűrűek ahhoz, hogy csillagokat alkossanak. Még néhány millió évvel ezelőtt is látni fogjuk, hogy az Univerzumban a sugárzás olyan forró volt, hogy semleges atomok nem tudtak ott kialakulni, ami azt jelenti, hogy a fotonok folyamatosan visszapattantak a töltött részecskékről. Amikor a semleges atomok létrejöttek, ennek a fénynek egyszerűen egyenes vonalban kellett volna haladnia, és örökké utaznia, mivel semmi más nem befolyásolja, mint az univerzum tágulása. Ennek a maradék izzásnak – a CMB-nek – több mint 50 évvel ezelőtti felfedezése volt az ősrobbanás végső megerősítése.

Az univerzum történetének szisztematikus diagramja, amely leírja a reionizációt. A csillagok és galaxisok kialakulása előtt az univerzum tele volt semleges atomokkal, amelyek elzárták a fényt. És bár az univerzum nagy része csak 550 millió év után ionizálódott újra, néhány szerencsésebb régió gyakorlatilag ennél az időszaknál korábban reionizálódott.

Jelenlegi helyünkről bármely irányba nézhetünk, és a kozmikus történelem ugyanazt a menetét láthatjuk. Ma, 13,8 milliárd évvel az Ősrobbanás után, megvannak az általunk ismert galaxisok és csillagok. Korábban a galaxisok kisebbek, kékebbek, fiatalabbak és nem olyan fejlettek voltak. Azelőtt voltak az első csillagok, és előtte - csak semleges atomok. A semleges atomok előtt létezett ionizált plazma, előtte pedig szabad protonok és neutronok, anyag és antianyag spontán megjelenése, szabad kvarkok és gluonok, a Standard Modell összes instabil részecskéje, és végül az Ősrobbanás pillanata. maga. Egyre távolabbra nézni olyan, mint a múltba nézni.

A művész ábrázolása a megfigyelhető univerzum logaritmikus fogalmaként. A galaxisokat nagyméretű szerkezet és a háttérben a forró, sűrű Big Bang plazma követi. A perem csak időben határ.

Bár ez határozza meg megfigyelhető univerzumunkat – az Ősrobbanás elméleti határával – ez nem lenne a tér valódi határa. Ez csak egy határ az időben; vannak határai annak, amit láthatunk, mivel a fénysebesség az ősrobbanás óta csak 13,8 milliárd évvel tette lehetővé az információ terjedését. Ez a távolság több mint 13,8 milliárd fényév, mivel az univerzum szövete kitágul (és tovább tágul), de még mindig véges. De mi a helyzet az Ősrobbanás előtti idővel? Mit látna, ha valahogy a másodperc töredékéhez jutna azelőtt, hogy az univerzum a legmagasabb energiájú, sűrű, forró, anyaggal, antianyaggal és sugárzással teli?

Az infláció okozta a forró ősrobbanást, és létrehozta a megfigyelhető univerzumot, amelyhez hozzáférhetünk. Az infláció ingadozása elvetette a magokat, amelyek a mai szerkezetbe nőttek.

A kozmikus infláció olyan állapotát találná, amelyben az univerzum rendkívül gyorsan tágul, és magában az űrben rejlő energia uralja. A tér akkoriban exponenciálisan tágult, lapos állapotba nyúlt, mindenhol ugyanazokat a tulajdonságokat nyerte el, az akkor létező részecskék különböző irányokba szóródtak, a kvantumterekben rejlő fluktuációk pedig az Univerzumban kinyúltak. Amikor az infláció véget ért ott, ahol most vagyunk, a forró Ősrobbanás teletöltötte az Univerzumot anyaggal és sugárzással, és megszületett az Univerzumnak az a része - a megfigyelhető Univerzum -, amelyet ma látunk. És most, 13,8 milliárd évvel később, megvan, amink van.

A megfigyelhető univerzum a mi szempontunkból minden irányban 46 milliárd fényévnyire nyúlhat ki, de az biztos, hogy az univerzumnak több megfigyelhetetlen része is van, talán még végtelen számú is, hasonló ahhoz, amelyben mi vagyunk.

A mi elhelyezkedésünk sem térben, sem időben nem különbözik egymástól. Amit 46 milliárd fényév távolságban láthatunk, az nem ad különösebb jelentést sem ennek a határnak, sem ennek a helynek. Ez csak a látómezőnk korlátozása. Ha valahogyan képesek lennénk lefényképezni az egész univerzumról, amely túlmutat a megfigyelhető határon, ahogyan az ősrobbanás után 13,8 milliárd évvel lett, akkor az egész úgy nézne ki, mint a legközelebbi részünk. Nagy kozmikus hálózata lenne galaxisokból, halmazokból, galaktikus szálakból, kozmikus üregekből, amelyek túlnyúlnának a számunkra látható viszonylag kis területen. Bármely megfigyelő bárhol egy olyan univerzumot látna, amely nagyon hasonló ahhoz, amit mi a mi szemszögünkből látunk.

Az univerzum egyik legtávolabbi megfigyelése közeli csillagokat és galaxisokat mutat, de a külső régiók galaxisai egyszerűen fiatalabbnak és kevésbé fejlettnek tűnnek. Az ő szemszögükből 13,8 milliárd évesek, fejlettebbek, és ugyanolyannak tűnünk számukra, mint több milliárd évvel ezelőtt.

Különbözőek lennének az egyes részletek, ahogy a naprendszerünk, galaxisunk, helyi csoportunk stb. részletei is mások. egy másik megfigyelő adataiból. De az Univerzum térfogata nem korlátozott – csak a megfigyelhető része korlátozott. Ennek oka az időhatár - az Ősrobbanás -, amely elválaszt minket a többiektől. Csak elméletileg közelíthetjük meg a világegyetem korai napjait vizsgáló teleszkópokkal. Amíg ki nem találjuk, hogyan csaljuk meg az idő áramlását egy irányba, ez lesz az egyetlen megközelítésünk az univerzum "határának" megértéséhez. De a térben nincsenek határok. Amennyire tudjuk, valaki a megfigyelhető univerzumunk peremén egyszerűen meglátna minket a megfigyelhető univerzumának peremén!

Hogyan néz ki az univerzumunk?

Valahányszor felemeljük a fejünket a csillagos égre nézve, önkéntelenül is felmerülnek a kérdések: milyen messze vannak tőlünk ezek a csillagok, és mi van még mögöttük, van-e mindennek éle és hogyan működik mindez, hogyan néz ki az Univerzum . Hol van az Univerzumban a Napunk, a Föld és a Naprendszerünk többi bolygója. El lehet-e képzelni, és mivel lehet összehasonlítani ezeket a távolságokat és méreteket, hogy elménk megértse, hogyan néz ki az Univerzum?

Az emberi elme tökéletesen érzékeli a szokásos léptéket. Az agyunk érti, mit jelent egy nap alatt nyolcvan kilométert autózni, de mit jelent a háromszázezer, sokan még soha nem utaztak 150 km.h sebességgel. Mit szólnál százmillióhoz. Sokan el sem tudnak képzelni olyan számokat, mint milliók és milliárdok. Hogyan tanulmányozhatjuk és érthetjük meg, hogyan néz ki az Univerzum, ha el sem tudjuk képzelni hatalmas méretét? Létre kell hozni egy méretarányos Univerzum modellt, mert az érthető méret lesz számunkra.

mérlegek az univerzumban.

1. És így mentünk. Itt van a házunk. A Föld a maga hatalmas kiterjedésével: mély tengerek, magas hegyek, végtelen síkságok és számos város. De mégis, ő csak egy homokszem az űrben.

2. És ez az a terület, ahol bolygónk található.

3. Ez a Föld és a Hold távolsága, ami 384 400 ezer km. Nem tűnik túl nagynak, igaz?

4. És most nézzük meg, hogyan fér el ebbe a távolságba a Naprendszer összes bolygója. Az igazság lenyűgöző.

5. És így néznek ki a földi kontinensek a Jupiteren.

6. Így néz ki egy üstökös egy nagyváros hátterében.

7. De ez semmi ahhoz képest, ahogy Földünk a Nap mellett néz ki.

8. Lássuk most, milyen kicsi és jelentéktelen a Napunk a többi csillaghoz képest. A legnagyobb csillag a VY Canis Major.

9. És mekkora? Ha a Napot fehérsejt méretűre redukáljuk vért, majd ugyanezzel a léptékkel csökkentjük a Tejútrendszert, akkor a galaxis akkora lesz, mint Oroszország.

10. Ehhez képest azonban még az egész Tejútrendszer is törpének tűnik. Ez a galaxis az IC 1011, amely 350 millió fényévnyire található a Földtől.

11. Ez a Hubble-teleszkóp által készített fotó pedig galaxisok ezreit mutatja be.

Kitaláltuk a mérleget, és most vegyük figyelembe az Univerzum modelljét.

Modell – hogyan néz ki az univerzumunk

1. Itt vagyunk a Naprendszerben.

> Az Univerzum szerkezete

Tanulmányozza a sémát az univerzum struktúrái: a tér léptéke, az Univerzum térképe, szuperhalmazok, halmazok, galaxiscsoportok, galaxisok, csillagok, Sloane Nagy Fala.

Végtelen űrben élünk, ezért mindig érdekes tudni, hogyan néz ki az univerzum szerkezete és léptéke. A globális univerzális szerkezet üregekből és szálakból áll, amelyek csoportokra, galaktikus csoportokra és végül magukra oszthatók. Ha ismét kicsinyítünk, akkor vegyük figyelembe és (a Nap is ezek közé tartozik).

Ha megérti, hogyan néz ki ez a hierarchia, jobban megértheti, hogy az egyes megnevezett elemek milyen szerepet játszanak az univerzum szerkezetében. Például, ha még tovább hatolunk, észrevesszük, hogy a molekulák atomokra, a molekulák pedig elektronokra, protonokra és neutronokra oszlanak. Az utolsó kettő is átalakul kvarkká.

De ezek apró dolgok. És mi van az óriásokkal? Mik azok a szuperhalmazok, üregek és filamentumok? Térjünk át kicsiről a nagyra. Alább láthatja, hogyan néz ki az Univerzum térképe egy léptékben (itt jól láthatóak a szálak, szálak és a tér üregei).

Vannak egyes galaxisok, de a legtöbben inkább csoportokban vannak. Általában 50 galaxisról van szó, amelyek átmérője 6 millió fényév. A Tejútrendszer több mint 40 galaxist tartalmaz.

A klaszterek 50-1000 galaxist tartalmazó régiók, amelyek mérete eléri a 2-10 megaparszek (átmérő) méretet. Érdekes megjegyezni, hogy sebességük hihetetlenül nagy, ami azt jelenti, hogy le kell győzniük a gravitációt. De még mindig összetartanak.

A sötét anyaggal kapcsolatos viták a galaktikus halmazok vizsgálatának szakaszában jelennek meg. Úgy gondolják, hogy ez olyan erőt hoz létre, amely nem teszi lehetővé a galaxisok különböző irányokba való szétszóródását.

Néha a csoportok is egyesülnek, és szuperklasztert alkotnak. Ezek a világegyetem egyik legnagyobb szerkezete. A legnagyobb a Sloane-i Nagy Fal, amely 500 millió fényév hosszú, 200 millió fényév széles és 15 millió fényév vastag.

A modern eszközök még mindig nem elég erősek a képek nagyításához. Most két komponenst vehetünk figyelembe. Fonalszerű struktúrák – elszigetelt galaxisokból, csoportokból, halmazokból és szuperhalmazokból állnak. És üregek is - óriási üres buborékok. Nézzen meg érdekes videókat, hogy többet megtudjon az univerzum szerkezetéről és elemeinek tulajdonságairól.

A galaxisok hierarchikus kialakulása az Univerzumban

Olga Silchenko asztrofizikus a sötét anyag tulajdonságairól, az anyag a korai Univerzumban és az ereklye hátteréről:

Anyag és antianyag az univerzumban

izik Valerij Rubakov a korai Univerzumról, az anyag stabilitásáról és a bariontöltésről: