Ученых очень интересуют ранние моменты в жизни Вселенной — инфляция Вселенной, во время которой она расширяется в сотни триллионов раз. Расширение Вселенной продолжается, поэтому теория о том, что Вселенная бесконечна, имеет смысл.
Какую форму имеет вселенная
Сегодня с помощью телескопа «Хаббл» мы можем увидеть более 100 миллиардов галактик и, возможно, сотни миллиардов звезд в каждой из них. Но как все они появились? Почему существует нечто, а не ничто? Это фундаментальный вопрос для многих религий. Кажется, что такая большая Вселенная должна была быть кем-то создана, так что она не могла возникнуть из ничего. Позвольте мне рассказать вам, почему это не так, ведь все эти галактики и звезды могут появиться на свет только благодаря законам физики.
В 1926 году Эдвин Хаббл обнаружил, что Млечный Путь не единственный во Вселенной. А три года спустя он заметил, что другие галактики удаляются от нас. После этого поразительного открытия сразу стало ясно, что мы находимся в центре Вселенной. Но наблюдения Хаббла показывают и другое: Вселенная расширяется — независимо от того, из какой галактики вы ее наблюдаете.
До 1929 года наука считала, что Вселенная статична и вечна. Но теперь, когда мы знаем, что он движется, мы можем выяснить, что с ним происходило в прошлом. Все галактики имеют одинаковое начало: примерно 13,8 миллиарда лет назад все они находились в одной точке, которую мы называем Большим взрывом. Но что будет с галактиками в будущем? Является ли расширение бесконечным? Именно этот вопрос привел меня в космологию и физику в целом.
Существует три варианта геометрии нашей Вселенной: она может быть замкнутой, открытой или плоской. Имеется в виду не форма самой Вселенной, а то, как выглядит плоскость в ней, сопоставимая с размерами самой Вселенной. Например, если в плоской вселенной нарисовать треугольник сколь угодно большого размера, то сумма его углов будет равна 180 градусам. В открытой вселенной линии, по которым движется свет, искривлены, поэтому сумма углов треугольника меньше 180 градусов. Однако в замкнутой вселенной сумма углов больше 180 градусов.
Согласно теории относительности, закрытая Вселенная расширяется, сжимается и в конце концов коллапсирует, открытая Вселенная расширяется бесконечно, а плоская Вселенная сначала расширяется, а затем очень постепенно замедляется и в конце концов останавливается. Если мы сможем определить, в какой вселенной мы живем, мы узнаем свое будущее. Но как мы можем это сделать?
Темная материя
Геометрия Вселенной связана с плотностью ее вещества: если она больше определенного значения (5,5 атомов водорода на кубический метр — прим. T&P), то Вселенная закрытая, если меньше — открытая, а если одинаковая — плоская. Если Ω — отношение плотности Вселенной к критической плотности — больше единицы, то Вселенная закрыта, если меньше единицы, то открыта, а если равно единице, то плоская.
В 1936 году Альберт Эйнштейн опубликовал статью в журнале Science («Линзоподобное действие звезды при отклонении света в гравитационном поле» — прим. T&P), в которой он писал, что пространство искривляется под действием гравитации и существуют такие тяжелые объекты, как звезды, что свет за звездой отклоняет мешающие объекты, и пространство может действовать как линза. Он пришел к этим выводам в 1914 году, но забыл о них, потому что не считал их настолько важными. На самом деле, конечно, эффект гравитационного линзирования чрезвычайно важен.
Благодаря явлению, описанному Эйнштейном, на приведенном выше изображении мы можем видеть не только отдельные галактики и их скопления, но и несколько изображений одной и той же галактики. Свет из этой галактики прошел через другую галактику, попал в гравитационную линзу и был искажен.
Мы также можем вычислить массу галактики, которая так сильно исказила свет. Ученые решили эту сложную проблему — математическую инверсию — в конце 1990-х годов. Они получили диаграмму распределения массы, на которой отмечены галактики с пиками — но есть и пики, на которых галактик не видно. Это невидимая материя, в 40 раз превышающая видимую материю, и поскольку она невидима и не светится, ее назвали темной материей. Оказалось, что в галактиках гораздо больше темной материи, чем в самих галактиках.
Темная материя состоит не из обычных протонов и нейтронов, а из других элементарных частиц. Он есть везде, и поскольку он есть везде, мы можем провести эксперимент здесь, на Земле, чтобы найти его. Мы могли бы попытаться обнаружить взаимодействие массивной темной частицы с обычной частицей. Это осложняется естественным радиационным фоном, поэтому такие эксперименты проводятся глубоко под землей. В качестве мишеней используются кристаллы кремния или германия, охлажденные до 0,001 °C. Такие детекторы расположены в различных частях планеты, но до сих пор они не обнаружили ничего, что можно было бы однозначно интерпретировать как темную материю. Вы все еще можете попытаться создать темную материю в лаборатории — для этого у нас есть Большой адронный коллайдер. Но на данный момент важно не то, из чего состоит темная материя, а то, сколько она весит, поскольку она составляет большую часть массы Вселенной.
Используя приведенную выше диаграмму, мы можем рассчитать общую массу, массу видимых галактик и массу темной материи. Однако все обнаруженные учеными массы соответствуют лишь 30% от массы, необходимой для того, чтобы Вселенная была плоской. Можно сделать вывод, что наша Вселенная открыта и будет расширяться бесконечно. Но загвоздка в том, что все эти расчеты относятся только к галактикам и их скоплениям. И мы не можем взвесить, что находится между ними. Поэтому нам нужен другой объект для измерения.
Геометрия Вселенной
Когда мы смотрим на Вселенную, то чем дальше мы смотрим, тем глубже заглядываем в прошлое. Мы можем предположить, что большой взрыв виден где-то там — но между нами и большим взрывом есть стена. В начале Вселенная была настолько горячей и плотной, что свет не мог покинуть ее. Затем Вселенная постепенно охлаждалась, и когда ей было 379 000 лет, она стала электрически нейтральной (уменьшающиеся электроны начали объединяться с протонами в атомы водорода и гелия. Этот момент является самой ранней точкой, когда мы оглядываемся назад во времени. Вот как это выглядело (это проекция Моллвейда, которая также часто используется в картографии):
Относительное излучение, принимаемое детекторами на Земле, исходит от воображаемой поверхности последнего рассеяния, которую мы видим как сферу, окружающую нас на очень большом расстоянии. На этой поверхности видны более горячие области, где 379 000 лет назад образовались сгустки материи. Известен их максимально возможный размер (он зависит от скорости гравитации, а ее значение равно скорости света) — 100 миллионов световых лет. Если мы сравним эти данные с нашими наблюдениями, то сможем сделать вывод о том, в какой Вселенной мы живем: В закрытой Вселенной сгустки выглядят меньше, чем на самом деле, в открытой Вселенной они больше, а в плоской Вселенной искажений нет, и сгустки выглядят на 100 миллионов световых лет.
Данные эксперимента BOOMERanG (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics), в котором радиотелескоп с помощью дирижаблей поднялся на высоту 42 000 метров, где он смог зарегистрировать остаточное излучение без потерь, поскольку оно было поглощено микроволнами в атмосфере (примечание T&P), соответствуют расчетам и свидетельствуют об отсутствии искажения пространства. Вероятность того, что мы живем в плоской Вселенной, составляет 99%.
Но возникает противоречие: для плоской Вселенной, как я уже говорил, мы видим очень мало материи — всего 30% от необходимой массы. Где же могут находиться остальные 70%?
Устройство реликтового излучения никогда не обнаруживало достаточно длинных волн. Вселенная подобна музыкальному инструменту, длина волн которого не может превышать длину инструмента. Вселенная не вибрирует на длинных волнах, и это является доказательством ее конечности. Теперь нам нужно определить его границы и форму.
Есть у Вселенной форма?
Таким образом, с точки зрения ОТО, Вселенная может быть плоской, закрытой или открытой. Эти фигуры можно легко сравнить с такими объектами, как сфера, седло и лист бумаги. Фактически, форма Вселенной определяет, будет ли она расширяться вечно или в какой-то момент разрушится. А форма, которую она принимает, зависит от ее плотности и скорости расширения.
На протяжении десятилетий астрономы пытались определить форму Вселенной: является ли она «плоской» (воображаемые параллельные линии будут оставаться параллельными вечно), «замкнутой» (параллельные линии в конце концов пересекутся) или «открытой» (эти линии будут расходиться).
В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что галактики удаляются от нас, и чем дальше они находятся, тем быстрее движутся. Из наблюдений Хаббла исследователи сделали вывод, что все галактики когда-то находились в одном и том же месте. То, что мы называем большим взрывом. Но если Вселенная расширяется все быстрее и быстрее, то в каком направлении?
Три формы Вселенной
Одним из самых метких определений формы Вселенной является остаточное излучение или, в научных терминах, космическое микроволновое фоновое излучение. Считается, что она возникла вскоре после Большого взрыва и равномерно заполнила Вселенную.
В последние десятилетия ученые измерили температурные колебания в фоновом излучении и определили так называемые горячие и холодные точки. Это означает, что Вселенная расширяется сразу во всех направлениях и является «плоской», что является важнейшим компонентом стандартной космологической модели.
Вселенная — странное место, и маловероятно, что мы сможем узнать, что находится за пределами наблюдаемой Вселенной.
Это согласуется с проведенными наблюдениями. Они обнаружили, что мы живем в плоской Вселенной: Параллельные линии остаются параллельными, поэтому наша Вселенная будет расширяться непрерывно.
Геометрия Вселенной
Приведенное выше мнение не является общепринятым. Некоторые исследователи считают, что их результаты больше соответствуют замкнутой Вселенной, поскольку она не может расширяться во всех направлениях. Если это так, то наша Вселенная является закрытой системой. И независимо от своей формы, она расширяется быстрее скорости света.
Однако, если бы плоская и открытая Вселенная продолжала расширяться вечно, закрытая Вселенная в конце концов разрушилась бы сама по себе. Хотя измерения содержания и формы Вселенной показывают, что она плоская, мы ничего не знаем о ее топологии.
Стандартная модель Вселенной
Предположим, что Вселенная оборачивается вокруг себя, как гигантский пончик или булочка. Если это предположение верно, то Вселенная конечна. И он гораздо меньше, чем ожидалось. Это также означает, что наша Вселенная обречена на гибель вместо того, чтобы расширяться бесконечно.
Хотите быть в курсе последних новостей из мира науки и высоких технологий? Подписывайтесь на наш новостной канал Telegram, чтобы ничего не пропустить!
Трехмерный пончик
Изучая свет в ранней Вселенной, команда астрофизиков пришла к выводу, что пространство может быть многосвязным, то есть пространство самодостаточно во всех трех измерениях, как трехмерный колобок. Мы разработали множество компьютерных симуляций, которые показывают, как выглядело бы реликтовое излучение, если бы Вселенная была трехмерной, то есть пространство было бы связано само с собой во всех трех измерениях.
Поэтому нам необходимо провести повторное моделирование и сравнить результаты с нашими прямыми наблюдениями», — пишут ученые.
Представьте себе вселенную, в которой мы можем направить космический корабль в одном направлении, но в итоге вернуться туда, откуда стартовали. Если бы наша Вселенная была похожа на пончик, физики могли бы измерить ее размер. Поскольку мы можем изменить размер пространства и повторить этот анализ, это даст нам оптимальный размер Вселенной, который наилучшим образом соответствует наблюдениям остаточного излучения.
Тепловое излучение ранней Вселенной может многое о ней рассказать
Относительное излучение — это тепловое излучение, равномерно заполняющее Вселенную и происходящее из первобытного периода рекомбинации водорода.
Основной вывод научной работы, опубликованной в 2021 году в журнале Classical and Quantum Gravity, заключается в том, что конечная Вселенная лучше соответствует наблюдениям, чем бесконечная модель.
Конечно, полученные результаты являются лишь предварительными. По этой причине Вселенную ни в коем случае нельзя сравнивать с бубликом или пончиком, а температурные колебания космического микроволнового излучения, которые обнаруживают ученые, могут оказаться неисправными научными инструментами.
Тем не менее, идея жить на поверхности гигантского пончика по меньшей мере занимательна и интересна. Как вы думаете, наша Вселенная плоская или все же похожа на пончик?
Существуют отдельные галактики, но они предпочитают жить группами. Обычно насчитывается 50 галактик диаметром 6 миллионов световых лет. Группа галактик Млечный Путь состоит из более чем 40 галактик.
Измерение размеров Вселенной
Согласно текущим оценкам, наблюдаемая Вселенная простирается на 46,5 миллиардов световых лет во всех направлениях. А его диаметр составляет 93 миллиарда световых лет.
Почему же это происходит? В конце концов, возраст Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет! Здесь есть один нюанс. Потребовалось 13,8 миллиардов световых лет, чтобы свет из самых дальних уголков наблюдаемой Вселенной достиг наших глаз. Однако после Большого взрыва Вселенная продолжала расширяться со скоростью, которая кажется нам все более и более высокой. Для самых удаленных точек она даже уже намного превышает скорость света. По этой причине край наблюдаемой Вселенной отдалился от нас. Она уже находится на расстоянии 46,5 миллиардов световых лет.
По разным оценкам, эта огромная область содержит от 200 миллиардов до 2 триллионов галактик. И каждая из этих галактик содержит в среднем не менее 100 миллиардов звезд.
Эти гигантские цифры просто непостижимы. Но как ученые рассчитывают все это?
Для этого они используют различные приборы и методы, «лестницу космических расстояний». Они начинают с расстояний, которые можно измерить непосредственно. Например, путем отражения радиоволн от близлежащих тел в Солнечной системе. Для этого измеряется время, которое требуется этим радиоволнам, чтобы вернуться на Землю. Поскольку скорость распространения радиоволн известна, пройденное расстояние можно рассчитать по времени задержки.
Для расстояний, которые труднее измерить, таких как галактики на краю Вселенной, астрономы делают выводы на основе расчетов и данных наблюдений.
Например, они используют метод под названием «измерение параллакса». Это основано на измерении смещения звезды относительно объектов на заднем плане. А также информация о «главной последовательности», в которой содержатся все наши знания об эволюции звезд. И, следовательно, их класс светимости. Знание зависимости между светимостью звезды и расстоянием до нее имеет решающее значение для обнаружения очень далеких объектов. То же самое относится к анализу красного смещения, который измеряет изменения длины волны света от удаленных галактик.
А как насчет ненаблюдаемой Вселенной?
Как видите, все приведенные выше числа и события относятся к наблюдаемой части Вселенной. Или сферическая часть космоса, которую каким-то образом можно увидеть с Земли. Или обнаружены космическими телескопами и детекторами. Но как насчет тех частей Вселенной, которые мы не можем увидеть? В конце концов, некоторые из них могут находиться слишком далеко, чтобы свет, испущенный после Большого взрыва, достиг Земли!
Исследование группы британских ученых показало, что реальный размер Вселенной может быть как минимум в 250 раз больше, чем мы наблюдаем. По оценкам исследователей, замкнутая и конечная Вселенная содержала бы от 250 до 400 объемов, превышающих наблюдаемые нами.
Другая гипотеза, выдвинутая такими учеными, как нобелевский лауреат Роджер Пенроуз, заключается в том, что Большой взрыв был лишь одним из эпизодов космической эволюции нашей Вселенной. И действительно, возможно, было несколько больших взрывов, за которыми последовали так называемые Великие сужения. Поэтому существуют периоды, когда Вселенная перестает расширяться и коллапсирует, только чтобы снова взорваться.
Есть ли у Вселенной край?
И все же. Конечна ли Вселенная? Или это постоянно расширяющийся пузырь, у которого есть «край»? В космосе есть место, где вы можете пройтись, посмотреть вниз и сказать: «Ага. Вот он, конец Вселенной! Больше ничего нет!».
Велика вероятность, что ответ на этот вопрос будет отрицательным.
Роберт Макнейс, доцент физики Чикагского университета, утверждает, что Вселенная изотропна. Это означает, что она следует так называемому «космологическому принципу». То есть она обладает одинаковыми свойствами и подчиняется одним и тем же физическим законам во всех направлениях.
Если это так, то Вселенная очень похожа на поверхность воздушного шара. Представьте, что вы — муравей, ползущий по воздушному шару. Вы мало что поймете, если будете продолжать ползти вперед. В какой-то момент вы, вероятно, вернетесь туда, откуда начали. Однако вы не узнаете, если не оставите улик. И такое путешествие может продолжаться вечно….
Но если кто-то будет нагнетать в шар больше воздуха, вы почувствуете, что некоторые части шара отодвинулись друг от друга. Хм.
Но это не имеет значения. Потому что вы все равно никогда не найдете конец своего шарика.
Как и муравьи, мы вряд ли когда-нибудь достигнем конца Вселенной. Но однажды мы сможем ответить на один вопрос: Действительно ли он бесконечен? Или все-таки существует реальный предел?
Для расстояний, которые труднее измерить, таких как галактики на краю Вселенной, астрономы делают выводы на основе расчетов и данных наблюдений.
Материалы по теме
Анализ созданной учеными трехмерной модели распределения галактик показывает, что ячеистую структуру можно наблюдать на расстояниях более миллиарда световых лет в любом направлении. Эта информация позволяет предположить, что в масштабе нескольких сотен миллионов световых лет каждая часть Вселенной имеет почти одинаковое количество материи. Это доказывает, что Вселенная однородна в этих масштабах.
Несмотря на наличие крупномасштабных структур, таких как галактические стены и нити, скопления галактик по-прежнему считаются крупнейшими стабильными структурами. Дело в том, что известное расширение Вселенной постепенно растягивает структуру любого объекта, и противостоять этой силе может только гравитация. Наблюдения за звездными скоплениями и сверхновыми звездами выявили поразительное явление под названием «эффект гравитационного линзирования». То есть лучи, проходящие через межзвездное пространство, становятся искривленными, что указывает на наличие огромной, невидимой, скрытой массы в этом пространстве. Она может принадлежать различным ненаблюдаемым космическим телам, но в данном масштабе она, вероятно, относится к темной материи.
Крест Эйнштейна — квазар с гравитационной линзой
Из-за почти равномерного реликтового излучения ученые убеждены, что материя во Вселенной также должна быть равномерно распределена. Однако особенность гравитации заключается в том, что она стремится стянуть каждую физическую частицу в плотные структуры и тем самым нарушить однородность. Таким образом, вскоре после Большого взрыва небольшие неоднородности в распределении материи в пространстве начали все больше концентрироваться в определенных структурах. Их возрастающая гравитация (из-за увеличения массы на объем) постепенно замедляла расширение, пока оно, наконец, не остановилось. И не только: в некоторые моменты расширение превращалось в сжатие, что приводило к образованию галактик и скоплений галактик.
Такая модель была проверена с помощью компьютерных расчетов. Учитывая очень малые флуктуации (колебания, расхождения) в равномерности липсолнечного излучения, компьютер рассчитал, что эти же малые флуктуации в распределении материи после Большого взрыва вполне могли создать скопления галактик и ячеистую, крупномасштабную структуру Вселенной посредством гравитации.
— Если различные вселенные порождают различные физические законы, существует ли высший физический закон, который стоит над всеми этими законами и из которого возникают эти различные законы?
Содержание
Как уже упоминалось во введении, необходимо рассмотреть два аспекта:
- его локальная геометрия, которая в основном касается кривизны Вселенной, особенно наблюдаемой Вселенной, и
- его глобальной геометрии, которая касается топологии Вселенной в целом.
Наблюдаемую Вселенную можно представить как сферу, расширяющуюся от любой точки наблюдения на 46,5 миллиарда световых лет и уходящую все дальше и дальше в прошлое. чем дальше вы смотрите, тем больше красное смещение. В идеале можно было бы проследить весь путь до Большого взрыва; на практике, однако, можно включить только космический микроволновый фон (CMB) и все остальное, что было непрозрачным для света и других электромагнитных излучений. Экспериментальные исследования показывают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к изотропии и однородности.
Если наблюдаемая Вселенная включает в себя всю Вселенную, то мы можем определить структуру всей Вселенной путем наблюдения. Однако, если наблюдаемая Вселенная меньше, чем вся Вселенная, наши наблюдения ограничены частью целого, и мы не можем определить ее общую геометрию путем измерений. На основе экспериментов можно построить несколько математических моделей общей геометрии всей Вселенной, которые соответствуют текущим данным наблюдений; поэтому в настоящее время неизвестно, является ли наблюдаемая Вселенная идентичной всей Вселенной или на несколько порядков меньше. Вселенная может быть маленькой в одних измерениях, но не в других (например, кубоид больше в длину, чем в ширину и глубину). Чтобы проверить, точно ли определенная математическая модель описывает Вселенную, ученые ищут новые следствия модели — явления во Вселенной, которые мы еще не наблюдали, но которые должны существовать, если модель верна — и разрабатывают эксперименты, чтобы проверить, происходят эти явления или нет. Например, если Вселенная представляет собой небольшой замкнутый контур, мы можем ожидать увидеть множество изображений объекта в небе, хотя и не обязательно изображения одного и того же возраста.
Космологи обычно работают с заданным срезом пространства-времени, так называемыми ассоциированными координатами, существование которых возможно и широко признается в современной физической космологии. Часть пространства-времени, которую можно наблюдать, является обратным световым конусом (все точки в пределах космического светового горизонта, с учетом времени, которое требуется для достижения данного наблюдателя), и относительный член объема Хаббла может быть использован для описания либо предыдущего светового конуса, либо связанного с ним пространства последней поверхности рассеяния. Говорить о «форме Вселенной (в определенный момент времени)» онтологически наивно только с точки зрения специальной относительности: из-за относительности синхронности нельзя говорить о том, что разные точки пространства находятся «в одно и то же время», а значит, нельзя говорить о «форме Вселенной в определенный момент времени». Однако относительные координаты (когда они четко определены) придают ясный смысл тем, кто использует время с момента Большого взрыва (измеренное в эталонном излучении) как универсальное исключительное время.
Кривизна Вселенной
В кривизне — величина, описывающая, как геометрия пространства локально отличается от геометрии плоского пространства. Кривизна любого локально изотропного пространства (и, следовательно, локально изотропной вселенной) попадает в один из следующих трех случаев:
- Нулевая кривизна (плоское); сумма углов нарисованного треугольника равна 180° и выполняется теорема Пифагора; такое трехмерное пространство является локально моделируемым евклидовым пространством E 3 .
- Положительная кривизна; сумма углов нарисованного треугольника больше 180°; такое трехмерное пространство локально моделируется областью S 3 3-сферы.
- Отрицательная кривизна; сумма углов нарисованного треугольника меньше 180°; такое трехмерное пространство локально моделируется гиперболическим пространством CHAS-3.
Изогнутые геометрические фигуры относятся к области нейрокластической геометрии. Примером положительно искривленного пространства является поверхность сферы, такой как Земля. Треугольник, проведенный от экватора к полюсу, имеет по крайней мере два угла, соответствующие 90°, так что сумма трех углов больше 180°. Примером отрицательно изогнутой поверхности может служить седловина или горный перевал. Сумма углов треугольника, начерченного на седловидной поверхности, будет меньше 180°.
Локальная геометрия Вселенной определяется тем, параметр плотности Ω больше, меньше или равно 1. Сверху вниз: a сферическая вселенная с участием Ω> 1, а также гиперболическая вселенная с Ω и плоская вселенная с Ω = 1. Эти изображения двумерных поверхностей являются просто легко визуализируемыми аналогами трехмерной структуры (локального) пространства.
Общая теория относительности объясняет, что масса и энергия искажают кривизну пространства-времени, и определяет кривизну Вселенной с помощью параметра плотности Ω ( Ω ). Параметр плотности — это средняя плотность Вселенной, деленная на критическую плотность энергии, т.е. массу-энергию, необходимую для того, чтобы Вселенная была плоской. Выражение,
- если Ω = 1, то Вселенная плоская
- Если Ω> 1, существует положительная кривизна
- если Ω имеет отрицательную кривизну
Это можно рассчитать экспериментально O определить кривизну двумя способами. Один из них заключается в том, чтобы рассчитать общую массу-энергию во Вселенной, найти ее среднюю плотность, а затем разделить ее на критическую плотность энергии. Данные с микроволнового анизотропного зонда Уилкинсона (WMAP) и зонда «Планк» дают значения для трех компонентов общей массы-энергии во Вселенной — нормальной массы (барионной материи и темной материи), релятивистских частиц (фотонов и нейтрино) и темной энергии или космологической постоянной: 11 12
Ωрелятивистский ≈ 9.24×1 0-5
Фактическое значение критической плотности измеряется как pкритический= 9,47×1 0-27 кг м-3. Судя по этим значениям, Вселенная кажется плоской в пределах погрешности эксперимента.
Другой способ измерения Ω — геометрическое измерение угла в пределах наблюдаемой вселенной. Мы можем сделать это с помощью CMB и путем измерения спектра мощности и температурной анизотропии. Для иллюстрации мы можем представить себе газовое облако, которое не находится в тепловом равновесии, потому что оно настолько велико, что скорость света не может распространить тепловую информацию. Если мы знаем эту скорость распространения, размер газового облака и расстояние до него, у нас есть две стороны треугольника и мы можем определить углы. Используя аналогичный метод, эксперимент BOOMERanG определил, что сумма углов до 180° находится в пределах экспериментальной ошибки ΩВсего ≈ 1.00±0.12. 13
Структура глобальной вселенной
Глобальная структура охватывает геометрию и топологию всей Вселенной — как наблюдаемой, так и выходящей за ее пределы. Хотя локальная геометрия не полностью определяет глобальную геометрию, она является ограничивающей, особенно для геометрий с фиксированной кривизной. Вселенная часто рассматривается как геодезическая многогранность без топологических несовершенств; смягчение любого из этих несовершенств значительно усложняет анализ. Глобальная геометрия — это локальная геометрия плюс топология. Из этого следует, что топология сама по себе не дает глобальной геометрии: например, евклидово 3-пространство и гиперболическое 3-пространство имеют одинаковую топологию, но разную глобальную геометрию.
Как уже упоминалось во введении, исследования глобальной структуры Вселенной включают в себя:
- Является ли Вселенная бесконечной или конечной по размеру?
- Если геометрия глобальной вселенной плоская, то положительная или отрицательная?
- Является ли топология просто связной, как сфера, или многосвязной, как объем 14?
Бесконечный или конечный
Один из вопросов о Вселенной, на который нет ответа, заключается в том, бесконечна она или конечна. Интуитивно можно понять, что конечная вселенная имеет конечный объем, который теоретически может быть заполнен, например, конечным количеством материала, в то время как бесконечная вселенная бесконечна и никакой численный объем не может ее заполнить. Вопрос о том, бесконечна или конечна Вселенная, математически называется конечностью. Бесконечная вселенная (бесконечное метрическое пространство) означает, что существуют точки на любом расстоянии друг от друга: Для каждого расстояния d существуют точки, находящиеся на расстоянии не менее d. Конечная вселенная — это конечное метрическое пространство, в котором существует расстояние d такое, что все точки находятся на расстоянии d друг от друга. Наименьшее такое d называется диаметром Вселенной, так что Вселенная имеет вполне определенный «объем» или «масштаб».
С границей или без нее
Если предположить, что вселенная конечна, то она может иметь или не иметь края. Многие конечные математические пространства, такие как диск, имеют край или границу. Пространства, имеющие край, трудно рассматривать как концептуально, так и математически. То есть, очень трудно сказать, что будет происходить на краю такой вселенной. По этой причине пространства с краями обычно не рассматриваются.
Однако существует множество конечных пространств, таких как 3-сфера и 3-ворота, которые не имеют ребер. Математически такие пространства называются сплошными пространствами без краев. Термин компактный означает, что он имеет конечную область («ограничен») и является полным. Термин «безграничный» означает, что пространство не имеет краев. Кроме того, Вселенная обычно считается дифференцируемым многообразием, что позволяет применять исчисление бесконечно малых. Математический объект, который обладает всеми этими свойствами, компактен, не имеет границ и дифференцируем, называется замкнутым многообразием. 3-сфера и 3-полюс являются замкнутыми многообразиями.
Кривизна
Кривизна Вселенной накладывает ограничения на топологию. Если пространственная геометрия сферическая, т.е. имеет положительную кривизну, то топология компактна. Если пространственная геометрия плоская (без кривизны) или гиперболическая (отрицательно искривленная), топология может быть компактной или бесконечной. 15 Во многих учебниках неверно утверждается, что плоская Вселенная подразумевает бесконечную Вселенную; однако правильное утверждение заключается в том, что плоская Вселенная, которая также не имеет связи, подразумевает бесконечную Вселенную. 15 Например, евклидово пространство является плоским, несвязным и бесконечным, а тор — плоским, многосвязным, конечным и компактным.
Из всех научных вопросов, которые могут неожиданно прийти вам в голову, вопрос о бесконечности Вселенной, несомненно, один из самых сложных. И в настоящее время на него нельзя ответить однозначно. Ученые утверждают, что обе возможности реальны. И у каждого подхода есть свои сторонники и противники.
Строение Вселенной. Теории. Интересные факты
Вселенная — это весь окружающий нас мир, бесконечный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный в формах вечно движущейся материи. В современной астрономии наблюдаемая нами Вселенная называется метагалактикой. Его главными объектами являются звезды. Звездные скопления образуют галактики. Наша галактика, Млечный Путь, состоит из сотен миллиардов звезд, а в нашей Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.
Галактики
Галактика является основным структурным элементом Вселенной и содержит от 150 до 200 миллиардов звезд, звездные системы различных типов, состоящие из звезд, облаков газа и пыли и рассеянной межзвездной материи.
Существуют отдельные галактики, но они предпочитают жить группами. Обычно насчитывается 50 галактик диаметром 6 миллионов световых лет. Группа галактик Млечный Путь состоит из более чем 40 галактик.
Скопления галактик — это область из 50-1000 галактик, диаметр которой может составлять 2-10 мегапарсек. Интересно, что их скорости невероятно высоки, что означает, что им приходится преодолевать гравитацию. Однако они остаются вместе.
Дискуссии о темной материи ведутся в основном при изучении скоплений галактик.
Считается, что он создает силу, которая не дает галактикам разорваться на части.
Иногда группы сливаются и образуют суперколлизию. Это одни из самых больших структур во Вселенной. Самым крупным представителем является Великая стена Слоуна, которая простирается на 500 миллионов световых лет в длину, 200 миллионов световых лет в ширину и 15 миллионов световых лет в толщину.
Черные дыры
Что такое черные дыры? — Космические объекты, существование которых предсказывается теорией гравитации Эйнштейна (общей теории относительности) как результат эволюционных изменений в крупных массивных звездах на последних стадиях их жизни, кульминацией которых является бесконечное гравитационное сжатие (гравитационный коллапс).
По мнению американского физика Никодима Поплавского, они ведут в другие вселенные. Эйнштейн считал, что материя, падающая в черную дыру, сжимается в сингулярность. Согласно уравнениям ученого, по другую сторону черной дыры находится белая дыра — объект, из которого выходят только материя и свет. Когда они соединяются, то образуют червоточину, и все, что входит в одну сторону и выходит из другой, образует новый мир. В начале 1990-х годов физик Ли Смолин предложил похожую и несколько более странную гипотезу: Он также верил во вселенные по ту сторону черной дыры, но считал, что они подчиняются закону, схожему с естественным отбором: Они размножаются и мутируют в процессе эволюции.
Теория Поплавского может прояснить некоторые «неясные» моменты в современной физике: например, откуда могла взяться космологическая сингулярность перед Большим взрывом и гамма-всплески на краю нашей Вселенной, или почему Вселенная не сферическая, а кажется довольно плоской. Даже скептики не считают теорию Поплавского менее правдоподобной, чем предположение Эйнштейна о сингулярности.
Размерность Вселенной
Проблема размерности Вселенной горячо обсуждается уже более 100 лет. Различные феномены и уникальные эксперименты показали, что видимый физический мир может быть только подпространством гиперпространства, образуя внутри него сложное «геометрическое образование». О том, что наша Вселенная является многомерным объектом, говорится в Тайной Доктрине и у Е. Блаватской.
