Перейти до вмісту

Всесвіт

Редагувати посилання
Очікує на перевірку
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Універсум — гравюра Фламмаріона, Париж, 1888, Колір: Гюго Гайкенвельдер, Відень, 1998

Все́світ — це весь простір і час[a] та усе, що в них міститься[1], включно з усіма формами речовини й енергії та структурами, які вони утворюють: від субатомних частинок до гігантських скупчень галактик і галактичних ниток. Із початку XX століття космологія встановила, що простір і час виникли одночасно під час Великого вибуху близько 13,787±0,020 млрд років тому[2] і що відтоді Всесвіт розширюється. Частина Всесвіту, доступна для спостережень, нині має діаметр приблизно 93 мільярди світлових років, однак загальні розміри Всесвіту залишаються невідомими[3].

Одні з найдавніших космологічних моделей були геоцентричними і розміщували Землю в центрі Всесвіту. Під час Європейської наукової революції астрономічні спостереження привели до формування геліоцентричної моделі. Подальший розвиток спостережень показав, що Сонце є лише однією з кількох сотень мільярдів зір у Чумацькому Шляху, а сам Чумацький Шлях — однією з кількох сотень мільярдів галактик у спостережуваному Всесвіті. Багато зір у галактиках мають планети. На найбільших масштабах галактики розподілені однорідно й ізотропно, що означає відсутність у Всесвіту краю чи центру. На менших масштабах галактики об’єднуються в скупчення та надскупчення, які формують гігантські нитки й войди у просторі, створюючи грандіозну піноподібну структуру[4]. Відкриття початку XX століття привели до створення теорії Великого вибуху, згідно з якою Всесвіт утворився гарячим і щільним, а з часом охолоджувалася й розріджувалася в процесі розширення, дозволяючи сформуватися першим субатомним частинкам і простим атомам. Гігантські воднево-гелієві хмари поступово стискалися в регіони з найбільшою густиною речовини, утворюючи перші галактики, зорі та всі інші об’єкти, які спостерігають сьогодні.

Дослідження впливу гравітації на речовину й світло показали, що у Всесвіті міститься значно більше матерії, ніж можна пояснити видимими об’єктами — зорями, галактиками, туманностями та міжзоряним газом. Цей невидимий складник назвали темною матерією[5]. У загальноприйнятій космологічній моделі ΛCDM темна матерія становить близько 25,8%±1,1% загальної маси та енергії Всесвіту, а ще приблизно 69,2%±1,2% припадає на темну енергію — загадкову форму енергії, що відповідає за прискорення розширення Всесвіту[6]. Звичайна («баріонна») матерія, таким чином, становить лише 4,84%±0,1% Всесвіту[6]. Зорі, планети та видимі газові хмари утворюють лише близько 6 % цієї звичайної матерії[7].

Існує багато конкурентних гіпотез щодо остаточної долі Всесвіту, а також щодо того, що могло б передувати Великому вибуху, хоча багато фізиків і філософів відмовляються від таких дискусій, сумніваючись у принциповій можливості отримати інформацію про те, що було до Великого вибуху. Деякі фізики запропонували різні гіпотези мультивсесвіту, відповідно до яких наш Всесвіт може бути лише одним із багатьох всесвітів[3][8][9].

Тлумачення терміна

[ред. | ред. код]

Всесвіт настільки великий, що його розміри важко уявити. Всесвіт, досліджуваний астрономами, — частина матеріального світу, що доступна дослідженню астрономічними засобами, які відповідають досягнутому рівневі розвитку науки (часто цю частину всесвіту називають метагалактикою), простягається на 1,6·1024 км і нікому не відомо, наскільки він великий за межами видимої частини.

У вужчому сенсі під Всесвітом розуміється світ небесних тіл із законами їхнього руху та розвитку, їхній розподіл у часі і просторі. Матерія у Всесвіті розподілена вкрай нерівномірно, значна частина її зосереджена в окремих більш або менш щільних космічних тілах: галактиках, зорях і туманностях. Відстані між окремими об'єктами, як правило, вимірюють у світлових роках, тобто відстанях, які світло проходить за один рік (від Сонця до найближчої до нас зорі воно йде понад 4 роки).

Небесні тіла, з яких складається Всесвіт, вивчає наука астрономія. Астрофізика намагається зрозуміти явища і процеси, що відбуваються у Всесвіті. Теорії еволюції Всесвіту та гіпотези його подальшого розвитку розробляються в рамках космології. Наукове дослідження Всесвіту спирається на так званий космологічний принцип, який стверджує, що закони природи у всьому обсязі Всесвіту однакові. Разом з тим, еволюція раннього Всесвіту зараз викликає сумнів. Численні галактики, виявлені космічним телескопом Джеймса Вебба, не відповідають стандартній моделі космології, в яку зараз вірять астрономи[10][11].

Хронологія Великого вибуху

[ред. | ред. код]

Панівною моделлю еволюції Всесвіту є теорія Великого вибуху[12][13]. Модель Великого вибуху стверджує, що спочатку Всесвіт був надзвичайно гарячим і щільним, а потім розширювався й охолоджувався. Модель ґрунтується на загальній теорії відносності та на спрощувальних припущеннях, зокрема про однорідність та ізотропність простору. Версія моделі з космологічною сталою (лямбда-членом) та холодною темною матерією, відома як модель ΛCDM, є найпростішою моделлю, яка досить добре пояснює майже всі наявні спостережні дані.

На цій схематичній діаграмі час плине зліва направо, а Всесвіт у кожний момент подано у вигляді дископодібного «зрізу». Масштаби часу й розмірів не витримано. Щоб зробити ранні стадії видимими, часовий інтервал до стадії післясвітіння (фактично перші 0,003 %) розтягнуто, а подальше розширення (насправді приблизно у 1100 разів до сучасного стану) значною мірою стиснуто.

Початковий гарячий і щільний стан називають планківською епохою — коротким періодом від нульового моменту часу до однієї планківської одиниці часу, приблизно 10−43 секунди. Під час планківської епохи всі типи матерії та всі види енергії були зосереджені в надщільному стані, а гравітація — нині найслабша з чотирьох відомих фундаментальних взаємодій — імовірно, мала силу, порівнянну з іншими фундаментальними силами; можливо, всі сили тоді були об'єднані. Фізична теорія, що керувала цим початковим періодом (зокрема квантову гравітацію в планківську епоху), наразі відсутня, тому неможливо сказати, що саме — якщо взагалі щось — відбувалося до нульового моменту часу. Після планківської епохи Всесвіт розширювався до сучасних масштабів. При цьому припускають, що протягом перших 10−32 секунд відбувся дуже короткий, але інтенсивний період космічної інфляції[14]. Цей початковий період інфляції пояснює, чому простір виглядає дуже плоским.

У перші частки секунди існування Всесвіту чотири фундаментальні взаємодії розділилися. У міру подальшого охолодження Всесвіту з його надзвичайно гарячого стану різні типи елементарних частинок поєднувалися в дедалі складніші структури, зокрема у стійкі протони та нейтрони, які згодом у процесі ядерного синтезу утворювали складніші атомні ядра[15][16]. Цей процес, відомий як нуклеосинтез Великого вибуху, тривав приблизно 17 хвилин і завершився приблизно за 20 хвилин після Великого вибуху, тож устигли відбутися лише найшвидші й найпростіші реакції. Приблизно 25 % протонів і всі нейтрони у Всесвіті перетворилися на гелій, а також утворили невелику кількість дейтерію (ізотопу водню) та літію. Будь-які інші елементи утворилися лише в надзвичайно малих кількостях. Решта 75 % протонів залишилися незмінними у вигляді ядер водню-1 (протію)[15][16]:27–42.

Після завершення нуклеосинтезу Всесвіт увійшов у період, відомий як фотонна епоха. У цей час Всесвіт залишався надто гарячим, щоб матерія могла утворювати нейтральні атоми, тому він складався з гарячої, щільної, непрозорої плазми з негативно заряджених електронів, нейтральних нейтрино та позитивних ядер. Приблизно за 377 000 років Всесвіт охолов настільки, що електрони і ядра змогли утворити перші стабільні атоми. Цей процес називають рекомбінацією. На відміну від плазми, нейтральні атоми є прозорими для багатьох довжин хвиль світла, тож уперше Всесвіт став прозорим. Фотони, які вивільнилися («від'єдналися від речовини»[en]) під час утворення цих атомів, тепер спостерігаються як реліктове випромінювання[16]:15–27.

У міру розширення Всесвіту густина енергії електромагнітного випромінювання зменшується швидше, ніж густина матерії, оскільки енергія кожного фотона знижується внаслідок космологічного червоного зміщення. Приблизно за 47 000 років від Великого вибуху густина енергії матерії перевищила густину енергії фотонів і нейтрино та почала визначати великомасштабну поведінку Всесвіту. Це ознаменувало кінець епохи домінування випромінювання й початок епохи домінування матерії[17]:390.

На найраніших стадіях еволюції Всесвіту незначні флуктуації його густини спричинили поступове формування згущень темної матерії. Звичайна матерія, притягувана до них гравітацією, утворювала великі газові хмари, а згодом — зорі та галактики там, де густина темної матерії була найбільшою, і войди там, де вона була найменшою. У віці Всесвіту близько 100–300 мільйонів років[17]:333 з'явилися перші зорі, відомі як зорі населення III. Імовірно, вони були дуже масивними, яскравими, бідними на метали та короткоживучими. Саме вони зумовили поступову реіонізацію Всесвіту між приблизно 200–500 мільйонами років і 1 мільярдом років, а також збагатили Всесвіт елементами, важчими за гелій, у процесі зоряного нуклеосинтезу[18].

Всесвіт також містить загадкову енергію — можливо, скалярне поле — яку називають темною енергією; її густина не змінюється під час розширення Всесвіту. Приблизно через 9,8 мільярда років Всесвіт розширився настільки, що густина матерії стала меншою за густину темної енергії, що ознаменувало початок сучасної епохи домінування темної енергії[19]. У цю епоху розширення Всесвіту є прискореним завдяки темній енергії.

Мультивсесвіт

[ред. | ред. код]

«Мультивсесвіт», «Великий Всесвіт», «Мультиверс», «Гіпервсесвіт», «Надвсесвіт», — різні переклади англійського терміна multiverse. З'явився він під час розвитку теорії інфляції.

Ділянки Всесвіту, розділені відстанями більшими за розмір горизонту подій, еволюціонують незалежно один від одного. Будь-який спостерігач бачить тільки ті процеси, які відбуваються в домені, котрий дорівнює за обсягом сфері з радіусом, що становить відстань до горизонту подій. В епоху інфляції дві ділянки розширення, розділені відстанню близько горизонту, не перетинаються.

Такі домени можна розглядати як окремі всесвіти, подібні до нашого: вони точно так же однорідні й ізотропні на великих масштабах. Конгломерат таких утворень і є Мультивсесвітом.

Хаотична теорія інфляції припускає нескінченну різноманітність Всесвітів, кожен з яких може мати відмінні від інших Всесвітів фізичні константи. В іншій теорії Всесвіти розрізняються за квантовим виміром. За визначенням, ці припущення не можна експериментально перевірити.

Фізичні властивості

[ред. | ред. код]

З чотирьох фундаментальних взаємодій на астрономічних масштабах розмірів домінує гравітація. Гравітаційні ефекти мають кумулятивний характер, натомість вплив додатних і від'ємних електричних зарядів зазвичай взаємно компенсується, через що електромагнетна взаємодія на астрономічних масштабах є відносно незначною. Дві інші взаємодії — слабка та сильна — дуже швидко слабшають із відстанню; їхній вплив переважно обмежується субатомними масштабами[20]:1470.

У Всесвіті, вочевидь, значно більше матерії, ніж антиматерії — так звана баріонна асиметрія, яка, ймовірно, пов'язана з порушення CP-інваріантності[21]. Якби ця асиметрія не виникла, утворені під час Великого вибуху матерія й антиматерія зрештою повністю анігілювали б між собою, залишивши після цього лише фотони[22].

Розміри та області

[ред. | ред. код]
Ілюстрація спостережуваного Всесвіту з Сонцем у центрі і приблизно логарифмічною шкалою відстаней від нього. Через скінченну швидкість світла ми бачимо віддаленіші ділянки Всесвіту такими, якими вони були в давніші епохи.

Через скінченну швидкість світла існує межа (відома як горизонт частинок), на яку світло могло поширитися за час існування Всесвіту. Область простору, з якої ми можемо отримувати світло, називають спостережуваним Всесвітом. Власна відстань (виміряна в один і той самий момент часу) між Землею та краєм спостережуваного Всесвіту становить близько 46 мільярдів світлових років[23][24] (14 мільярдів парсеків), тож діаметр спостережуваного Всесвіту становить приблизно 93 мільярди світлових років (28 мільярдів парсеків)[23]. Хоча відстань, яку пройшло світло від краю спостережуваного Всесвіту, близька до добутку віку Всесвіту на швидкість світла — 13,8 мільярда світлових років (4,2×10^9 пк), — власна відстань є більшою, оскільки Всесвіт продовжував розширятися під час руху фотона від краю Всесвіту до нас[25].

Для порівняння, Чумацький Шлях має діаметр близько 87 400 світлових років[26], а найближча до нього велика галактика, Галактика Андромеди, розташована на відстані приблизно 2,5 мільйона світлових років[27].

Оскільки люди не можуть спостерігати простір за межами спостережуваного Всесвіту, залишається невідомим, чи є Всесвіт у цілому скінченним, чи нескінченним[3][28][29]. Деякі спірні[30] оцінки загальних розмірів Всесвіту, якщо він є скінченним, сягають величин до мегапарсеків[31][b].

Вік і розширення

[ред. | ред. код]

Якщо вважати ΛCDM-модель правильною, то вимірювання її параметрів, виконані різними методами у численних експериментах, дають найкращу оцінку віку Всесвіту 13,799 ± 0,021 млрд років[32].

З плином часу Всесвіт і його вміст еволюціонували. Наприклад, змінювалося відносне число квазарів і галактик[33], а також відбувалося розширення Всесвіту. Про це свідчать спостереження світла від далеких галактик, яке зазнає червоного зміщення, що вказує на їхнє віддалення від нас. Аналіз наднових типу Ia показує, що розширення прискорюється[34][35].

Що більше матерії містить Всесвіт, то сильнішим є її гравітаційне притягання. Якби густина Всесвіту була надто великою, він знову стиснувся б у гравітаційну сингулярність. Натомість за надто малої кількості матерії власна гравітація була б занадто слабкою, щоб могли сформуватися астрономічні структури, такі як галактики чи планети. Не дивно, що наш Всесвіт має майже критичну густину маси-енергії — приблизно 5 протонів на кубічний метр, — яка дала змогу йому розширюватися протягом останніх 13,8 млрд років і забезпечила час для формування Всесвіту в тому вигляді, який ми спостерігаємо сьогодні[36][37].

На частинки у Всесвіті діють динамічні сили, які впливають на темп його розширення. До 1998 року вважали, що швидкість розширення з часом зменшується через вплив гравітаційних взаємодій, і тому вводили додаткову спостережувану величину — параметр уповільнення, і більшість космологів очікували, що він виявиться додатним. Проте 1998 року дві незалежні групи виміряли, що параметр уповільнення від’ємний і дорівнює приблизно −0,55, що формально означає, що друга похідна космологічного масштабного фактора була додатною протягом останніх 5–6 млрд років[38][39].

Простір-час

[ред. | ред. код]

Спеціальна теорія відносності описує події у плоскому чотиривимірному просторі-часі[40]. Її наступниця — загальна теорія відносності — тлумачить гравітацію як викривлення простору-часу, зумовлене його енергетичним вмістом. Викривлена траєкторія, наприклад орбіта, виникає не через дію сили, що відхиляє тіло від ідеальної прямолінійної траєкторії, а через його вільний рух у просторі-часі, викривленому присутністю інших мас. Влучний вислів Джона Арчибальда Вілера, що став крилатим серед фізиків, стисло підсумовує цю теорію: «Простір-час говорить матерії, як рухатися; матерія говорить простору-часу, як викривлятися»[41][42], — і тому немає сенсу розглядати одне без іншого[43]. Ньютонівська теорія гравітації є добрим наближенням до загальної теорії відносності в умовах слабких гравітаційних полів і рухів зі швидкостями, значно меншими за швидкість світла[44]:327[45].

Зв’язок між розподілом матерії та викривленням простору-часу задають рівняння поля Ейнштейна, для запису яких застосовують тензорне числення[46]:43[47]. Всесвіт постає як гладкий просторово-часовий континуум, що складається з трьох просторових вимірів і одного часового (час) виміру. Тому подію в просторі-часі фізичного Всесвіту можна задати набором чотирьох координат: (x, y, z, t).

Форма

[ред. | ред. код]
Докладніше: Форма Всесвіту
Три можливі варіанти форми Всесвіту

Космологи часто працюють із простороподібними[en] зрізами просторово-часового континууму — поверхнями сталого часу в супутніх координатах. Геометрію цих просторових зрізів визначає параметр густини Ω, який задають як відношення середньої густини речовини у Всесвіті до критичної густини. Залежно від того, чи Ω дорівнює 1, менше або більше за 1, Всесвіт має одну з трьох можливих геометрій. Відповідно їх називають плоским, відкритим і замкненим Всесвітом.[48]

Спостереження, зокрема результати місій COBE, WMAP і Планк, свідчать, що Всесвіт має скінченний вік, але нескінченну протяжність. Це узгоджується з моделями Фрідмана—Леметра—Робертсона—Вокера[49][50][51][52]. Це узгоджується з теорією інфляції та стандартною космологічною моделлю, які описують плоский, однорідний Всесвіт[53][54].

Придатність для життя

[ред. | ред. код]

Гіпотеза тонкого налаштування Всесвіту стверджує, що умови, які уможливлюють існування спостережуваного життя у Всесвіті, виникають лише тоді, коли певні фундаментальні фізичні сталі лежать у надзвичайно вузькому діапазоні значень. Згідно з цією гіпотезою, навіть незначна зміна будь-якої з кількох фундаментальних сталих зробила б Всесвіт малопридатним для виникнення й розвитку речовини, астрономічних структур, хімічного різноманіття або життя в сучасному розумінні. Питання про істинність цієї гіпотези, а також про логічну змістовність самого такого запитання, залишаються предметом активних дискусій[55]. Цю ідею обговорюють філософи, науковці, теологи та прихильники креаціонізму[56].

Склад

[ред. | ред. код]

Всесвіт майже повністю складається з темної енергії, темної матерії та звичайної матерії. До інших складових належать електромагнітне випромінювання (яке, за оцінками, становить від 0,005 % до майже 0,01 % загальної густини Всесвіту) та антиматерія[57][58][59].

Частки всіх типів матерії та енергії змінювалися протягом історії Всесвіту[60]. Сьогодні звичайна матерія, до якої належать атоми, зорі, галактики та життя, становить лише 4,9 % вмісту Всесвіту[61]. Сучасна середня густина цього типу матерії дуже мала — приблизно 4,5 × 10−31 грама на кубічний сантиметр, що відповідає густині порядку одного протона на кожні чотири кубічні метри об’єму[62]. Природа як темної енергії, так і темної матерії залишається невідомою. Темна матерія — загадкова форма матерії, яку досі не ідентифікували безпосередньо, — становить 26,8 % вмісту Всесвіту. Темна енергія, яку пов’язують з енергією порожнього простору і яка спричиняє прискорене розширення Всесвіту, становить решту 68,3 %[61][63][64].

Формування скупчень і великомасштабних філаментів у моделі холодної темної матерії з темною енергією. Кадри показують еволюцію структур у кубі розміром 43 мільйони парсеків (або 140 мільйонів світлових років) від червоного зміщення 30 до сучасної епохи (у верхньому лівому куті z=30, у нижньому правому — z=0).
Мапа надскупчень і найближчих до Землі войдів

Матерія, темна матерія та темна енергія розподілені у Всесвіті однорідно на масштабах, більших приблизно 300 млн світлових років[65]. Проте на менших масштабах матерія зосереджена ієрархічно: багато атомів сконцентровані у зорях, більшість зір — у галактиках, більшість галактик — у скупченнях і надскупченнях, а зрештою — у великомасштабних галактичних нитках. Спостережуваний Всесвіт може містити приблизно до 2 трильйонів галактик[66][67][68] і загалом до приблизно 1024 зір[69][70]. Загальну кількість атомів у Всесвіті оцінюють у 1082[71], а загальну кількість зір в інфляційному Всесвіті (спостережуваних і неспостережуваних) - у 10100[72]. Типові галактики варіюють від карликових із лише десятьма мільйонами (107) зір[73] до гігантів із трильйоном (1012) зір[74]. Між більшими структурами простягаються войди, типовий діаметр яких становить 10–150 Мпк (33–490 млн світлових років). Чумацький Шлях входить до складу Місцевої групи галактик, яка, своєю чергою, є частиною надскупчення Ланіакея[75]. Це надскупчення простягається більш ніж на 500 млн світлових років, тоді як Місцева група — більш ніж на 10 млн світлових років[76].

Порівняння вмісту Всесвіту сьогодні та через 380 000 років після Великого вибуху за даними п’ятирічних спостережень WMAP (2008)[77]. Через округлення сума наведених значень не дорівнює 100 %.

Спостережуваний Всесвіт є ізотропним на масштабах, значно більших за надскупчення галактик, тобто його статистичні властивості однакові в усіх напрямках, якщо спостерігати з Землі. Всесвіт заповнює майже ідеально ізотропне мікрохвильове електромагнітне випромінювання, що відповідає тепловій рівновазі та спектру абсолютно чорного тіла з температурою приблизно 2,72548 К[78]. Припущення про те, що Всесвіт на великих масштабах є однорідним та ізотропним, називають космологічним принципом[79]. Всесвіт, який одночасно є однорідним та ізотропним, виглядає однаково з будь-якої точки спостереження і не має центра[80][81].

Темна енергія

[ред. | ред. код]
Докладніше: Темна енергія

Пояснення причин прискореного розширення Всесвіту досі не має остаточного розв’язання. Зазвичай це явище пов’язують із гравітаційним впливом «темної енергії» — невідомої форми енергії, яка, за гіпотезою, пронизує весь простір[82]. У перерахунку на масу з еквівалентності маси й енергії густина темної енергії (~7 × 10−30 г/см3) значно менша за густину звичайної та темної матерії в галактиках. Проте в сучасну епоху домінування темної енергії саме вона переважає у густині Всесвіту[83][84]. Популярною моделлю темної енергії є космологічна стала — стала густина енергії, що однорідно заповнює простір[85].

Темна матерія

[ред. | ред. код]
Докладніше: Темна матерія

Темна матерія — це гіпотетичний різновид матерії, невидимий у всьому електромагнітному спектрі, який водночас становить більшу частину маси всієї матерії у Всесвіті. Її існування та властивості встановлюють за гравітаційним впливом на видиму матерію, випромінювання та великомасштабну структуру Всесвіту. Окрім нейтрино — форми гарячої темної матерії● — темну матерію досі не виявили безпосередньо, що робить її однією з найбільших загадок сучасної астрофізики. Темна матерія практично не випромінює і не поглинає світло чи будь-яке інше електромагнітне випромінювання. За оцінками, темна матерія становить 26,8 % усієї маси та 84,5 % усієї матерії Всесвіту[63][86].

Звичайна матерія

[ред. | ред. код]
Докладніше: Матерія
Маси та розміри об’єктів у Всесвіті[87]

Решта 4,9 % густини Всесвіту припадає на звичайну матерію, тобто на атоми, іони, електрони та об’єкти, які вони утворюють. До цієї матерії належать зорі, що випромінюють майже все світло, яке ми бачимо, а також міжзоряний і міжгалактичний газ, планети тощо[88]. Переважна більшість звичайної матерії у Всесвіті залишається невидимою, оскільки видимі зорі та газ усередині галактик і скупчень становлять менш ніж 10 % внеску звичайної матерії в загальну густину Всесвіту[89][90][91].

Звичайна матерія зазвичай перебуває в чотирьох агрегатних станах: твердому, рідкому, газоподібному та плазмовому[92]. Водночас розвиток експериментальних методів виявив інші, раніше суто теоретичні фази, зокрема конденсати Бозе—Ейнштейна та ферміонні конденсати[93][94]. Звичайна матерія складається з двох типів елементарних частинок: кварків і лептонів[95]. Наприклад, протон складається з двох u-кварків і одного d-кварка; нейтрон — з двох d-кварків і одного u-кварка; електрон є різновидом лептона. Атом складається з атомного ядра, утвореного протонами й нейтронами (обидва є баріонами), та електронів, що обертаються навколо ядра[20]:1476.

Незабаром після Великого вибуху первинні протони та нейтрони сформувалися з кварк-глюонної плазми раннього Всесвіту, коли він охолов нижче двох трильйонів градусів. За кілька хвилин у процесі, відомому як нуклеосинтез Великого вибуху, з первинних протонів і нейтронів утворилися ядра. Під час цього нуклеосинтезу виникли легкі елементи з малими атомними номерами — до літію та берилію включно. У цей період могла утворитися певна кількість бору, але наступний важчий елемент — вуглець — не сформувався в істотних кількостях. Нуклеосинтез Великого вибуху припинився приблизно за 20 хвилин унаслідок швидкого падіння температури й густини розширюваного Всесвіту. Подальше утворення важчих елементів відбувалося в процесах зоряного нуклеосинтезу та нуклеосинтезу в наднових[96].

Частинки

[ред. | ред. код]
Таблиця частинок розміром чотири на чотири. Стовпці відповідають трьом поколінням матерії (ферміонам) і одному поколінню сил (бозонам). У перших трьох стовпцях два ряди містять кварки і два — лептони. У верхніх двох рядах подано кварки, у нижніх — лептони, а також бозони слабкої взаємодії Z і W. Для кожної частинки наведено масу, заряд і спін.
Стандартна модель фізики елементарних частинок: 12 фундаментальних ферміонів і 4 фундаментальні бозони. Коричневі петлі показують, які бозони (червоні) взаємодіють з якими ферміонами (фіолетовими й зеленими). Стовпці відповідають трьом поколінням матерії (ферміонів). У перших трьох стовпцях два рядки містять кварки, а два — лептони. У верхніх двох рядах подано відповідно кварки верхній (u) і нижній (d), чарівний (c) і дивний (s), істинний (t) і красивий (b), а також фотон (γ) і глюон (g). У нижніх двох рядах подано електронне нейтрино (νe) і електрон (e), мюонне нейтрино (νμ) і мюон (μ), тау-нейтрино (ντ) і тау-лептон (τ), а також носії слабкої взаємодії Z0 і W±. Для кожної частинки наведено масу, заряд і спін.

Звичайну матерію та сили, що на неї діють, описують у термінах елементарних частинок[97]. Ці частинки часто вважають фундаментальними, оскільки їхня внутрішня структура залишається невідомою, і наразі не з’ясовано, чи складаються вони з менших, ще більш фундаментальних складових[98][99]. У більшості сучасних моделей елементарні частинки вважають точковими[100]. Усі елементарні частинки найкраще описує квантова механіка. Вони виявляють корпускулярно-хвильовий дуалізм, тобто їхня поведінка має риси як частинок, так і хвиль, причому за різних умов домінують різні властивості[101].

Центральне місце в сучасній фізиці посідає Стандартна модель — теорія, що описує електромагнітну, слабку та сильну ядерні взаємодії[102]. Експериментальні дослідження частинок, з яких складається матерія — кварків і лептонів, їхніх античастинок, а також частинок-носіїв взаємодій — фотона, W- та Z-бозонів і глюона — надійно підтверджують Стандартну модель[98]. Стандартна модель також передбачила існування нещодавно відкритого бозон Гіґґса — частинки, що є проявом поля, яке надає масу іншим частинкам[103][104]. Завдяки успіху в поясненні широкого кола експериментальних результатів Стандартну модель іноді називають «теорією майже всього»[102]. Водночас вона не охоплює гравітацію, і справжньої квантової «теорії всього» досі не створено[105].

Адрони

[ред. | ред. код]
Докладніше: Адрон

Адрон — це складена частинка, утворена з кварків, утримуваних разом сильною взаємодією. Адрони поділяють на дві родини: баріони (зокрема протони та нейтрони), що складаються з трьох кварків, і мезони (наприклад, піони), які утворюють один кварк і один антикварк. Серед адронів протони є стабільними, а нейтрони, зв’язані в атомних ядрах, також залишаються стабільними. Інші адрони за звичайних умов нестабільні, тому вони не є істотними складниками сучасного Всесвіту[106]:118–123.

Починаючи приблизно з 10−6 секунди після Великого вибуху, в період, відомий як адронна епоха, температура Всесвіту знизилася настільки, що кварки змогли об’єднуватися в адрони, і масу Всесвіту почали визначати переважно адрони. Спочатку температура була достатньо високою для утворення пар адрон–антиадрон, що підтримувало теплову рівновагу між матерією та антиматерією. Проте зі зниженням температури Всесвіту утворення пар адрон–антиадрон припинилося. У результаті більшість адронів і антиадронів зникла в реакціях анігіляції частинка–античастинка, і до моменту, коли Всесвіту виповнилася приблизно одна секунда, залишився лише невеликий надлишок адронів[106]:244–266.

Лептони

[ред. | ред. код]
Докладніше: Лептон

Лептон — це елементарна частинка з напівцілим спіном, яка не бере участі в сильній взаємодії, але підпорядковується принципу заборони Паулі: два лептони одного типу не можуть одночасно перебувати в однаковому квантовому стані[107]. Існують два основні класи лептонів: заряджені лептони та нейтральні лептони (нейтрино). Електрони є стабільними й найпоширенішими зарядженими лептонами у Всесвіті, тоді як мюони та тау-лептони — нестабільні частинки, які швидко розпадаються невдовзі після утворення[108][109]. Заряджені лептони можуть поєднуватися з іншими частинками, утворюючи різні складені частинки, зокрема атоми. Електрони входять до складу атомів й безпосередньо зумовлюють всі хімічні властивості елементів. Нейтрино дуже рідко взаємодіють з речовиною, тому їх важко спостерігати, вони поширюються Всесвітом майже безперешкодно[110].

Лептонна епоха — це період еволюції раннього Всесвіту, коли лептони визначали його масу. Вона почалася приблизно за 1 секунду після Великого вибуху, коли наприкінці адронної епохи більшість адронів і антиадронів зазнала взаємної анігіляції. Протягом лептонної епохи температура Всесвіту залишалася достатньо високою для утворення пар лептон–антилептон, тому лептони й антилептони перебували в тепловій рівновазі. Приблизно через 10 секунд після Великого вибуху температура Всесвіту знизилася настільки, що утворення пар лептон–антилептон припинилося[111]. Після цього більшість лептонів і антилептонів зникла в реакціях анігіляції, залишивши лише невеликий надлишок лептонів. Далі масу Всесвіту почали визначати фотони, і він увійшов у наступну фотонну епоху[112][113].

Фотони

[ред. | ред. код]
Докладніше: Фотонна епоха

Фотон — це квант світла та всіх інших форм електромагнітного випромінювання. Він є носієм електромагнітної взаємодії. Ефекти цієї сили легко спостерігати як на мікроскопічному, так і на макроскопічному рівнях, оскільки фотон має нульову масу спокою, що забезпечує нескінченний радіус електромагнітної взаємодії[20]:1470.

Фотонна епоха почалася після того, як наприкінці лептонної епохи більшість лептонів і антилептонів зазнала анігіляції, приблизно зо 10 секунд після Великого вибуху. Атомні ядра сформувалися в процесі нуклеосинтезу, який відбувався протягом перших кількох хвилин фотонної епохи. Упродовж решти фотонної епохи Всесвіт містив гарячу щільну плазму з ядер, електронів і фотонів. Приблизно через 380 000 років після Великого вибуху температура Всесвіту знизилася до рівня, за якого ядра змогли поєднуватися з електронами й утворювати нейтральні атоми. Унаслідок цього фотони перестали часто взаємодіяти з речовиною, і Всесвіт став прозорим. Сильно зміщені в червону область фотони з цього періоду утворюють реліктове випромінювання. Невеликі варіації температури реліктового випромінювання відповідають неоднорідностям густини Всесвіту, які стали первинними «зернами», з яких згодом сформувалася вся великомасштабна структура Всесвіту[106]:244–266.

Будова Всесвіту

[ред. | ред. код]

Серед небесних тіл найвиразніше виділяються зорі, завдяки світлу, яке вони випромінюють. Зоряна речовина перебуває у стані плазми — електропровідного намагніченого середовища. У надрах зір температура сягає десятків мільйонів градусів. Еволюція зір охоплює такі фази: протозоря, утворення в центрі цієї формації термоядерного вогнища, основна фаза вигорання водню у термоядерних реакціях, перетворення зорі на червоного гіганта, а потім — в білого карлика (для зір подібних Сонцю), колапс масивних зір з вибухом «наднових» та виникненням нейтронних зір і колапсарів — «чорних дірок».

Hubble Ultra Deep Field — знімок всесвіту, що охоплює так звану Область Наддалекого Огляду, отриманий космічним телескопом «Габбл»

Деякі зорі мають супутники — планети або схожі на них масивні тіла і утворюють разом з ними системи, подібні до нашої Сонячної. При забезпеченні низки сприятливих умов на планетах може виникнути життя, як це відбувається на Землі.

Найближчі до Землі зорі обертаються навколо загального центру мас, утворюючи загалом велетенську зоряну систему — галактику Чумацький Шлях, радіус якої сягає 4·1022 км. Загальна кількість зір у нашій Галактиці близька до 1011. Тривалість основної фази вигорання водню у термоядерних реакціях коливається в межах 8·106 — 70·109 років. Окрім нашої Галактики, до якої входить наша Сонячна система, виявлено багато інших галактик та зоряних систем, які утворюють велетенську космічну систему — Метагалактику (декілька мільярдів галактик).

Зорі та інші астрономічні об'єкти посідають тільки незначну частину обсягу Всесвіту. Більшість Всесвіту охоплює міжзоряний простір — області, заповнені переважно електромагнітним випромінюванням і нейтрино з незначною кількістю атомів баріонної речовини, здебільшого — атомів водню. Густина Всесвіту в середньому дуже низька — приблизно 9,9·10−30 г/см3. Це відповідає приблизно одному атому водню на кубічний метр.

Дослідження сучасних астрономічних даних про рух галактичних скупчень, виявив його несумісність з уявленнями про кількість речовини у Всесвіті. Однією з теорій, що намагається пояснити розбіжності між спостереженнями та теоретичними розрахунками, є припущення існування у Всесвіті темної матерії та темної енергії. За цією теорією видима баріонна речовина складає лише приблизно 4 % всієї матерії у Всесвіті.

Склад

[ред. | ред. код]
Докладніше: Нуклеосинтез

Усі зорі складаються з однакових хімічних елементів, які відомі на Землі. Найпоширенішим хімічним елементом у Всесвіті є водень, йому поступаються по черзі: гелій, кисень, азот. Повсюди у Всесвіті відбувається обмін речовиною і променевою енергією. Поширеність хімічних елементів у Всесвіті пов'язана з історією їх утворення в процесі нуклеосинтезу.

Розширення

[ред. | ред. код]

Всесвіт розширюється. Кількісно це розширення описується законом Габбла, а експериментальне свідчення на користь цього процесу дає червоний зсув. Розширення Всесвіту відбувається не в порожнечу, принаймні наукових свідчень про обмеженість Всесвіту нема. Межі Всесвіту, якщо вони існують, лежать далеко за краями можливостей спостережень. Розширення Всесвіту означає лише те, що відстані між астрономічними об'єктами збільшуються. Це розширення в сучасну еру прискорюється. Питання про те, чи зупиниться воно в далекому майбутньому й перейде в стиснення, залишається суперечливим і залежить від загальної кількості матерії у Всесвіті.

Найвіддаленішим від Землі зареєстрованим астрономічним об'єктом станом на травень 2018 року, імовірно, є галактика MACS1149-JD1, відстань до якої дорівнює 13,28 млрд св.р.[114].

Спостереження

[ред. | ред. код]

Інформація, якою володіє людство про Всесвіт як про єдине ціле — підсумок астрономічних спостережень. І якщо у більшості природних наук різноманітність джерел інформації нічим не обмежена, то в астрономів, у переважній кількості випадків, воно одне — електромагнітне випромінення. Серед усіх спостережених і спостережуваних властивостей Всесвіту тільки невелика частка фактів інтерпретуються однозначно. Серед них:

На 2011 рік основні зусилля астрономів, що працюють в спостережній астрономії, спрямовуються у двох напрямках:

  • історія розвитку Всесвіту від ранніх етапів до наших днів;
  • космологічна шкала відстаней і пов'язане з нею явище розширення Всесвіту.

Шкала відстаней

[ред. | ред. код]

Шкала відстаней — це цілий комплекс завдань з вимірювання відстаней до різних об'єктів. Ми звикли, що на Землі, та і в Сонячній системі, відстань — це параметр, який треба підставити, щоб щось знайти. Але на космологічних масштабах відстань перестає бути просто параметром. Астроном Едвін Габбл сформулював закон загального розбігання галактик (відомий також як Закон Габбла), що пов'язує швидкість розбігання галактик (і їх червоний зсув) з відстанню між ними:

  1. лінії поглинання в спектрах віддалених галактик зміщені в червону смугу;
  2. зі збільшенням відстані цей зсув також збільшується і дорівнює:

де λ — спостережувана довжина хвилі лінії, λ0 — довжина цієї ж хвилі в лабораторії, r — відстань між галактиками, c — швидкість світла, H0 — коефіцієнт пропорційності, сталий на поточну епоху, що має назву сталої Габбла, z — має назву червоного зсуву.

Іноді можна зустріти таке формулювання: швидкість розбігання галактик прямо пропорційна відстані. Але варто пам'ятати, що воно коректне тільки поки вірна формула Доплера для малих швидкостей ().

У Габбла були два ступені шкали відстаней: фундаментальна — метод тригонометричного паралаксу, що випливає з евклідової геометрії, і метод вимірювання за видимим блиском цефеїд. Сьогодні таких ступенів набагато більше і сягають вони набагато далі, дозволяючи вимірювати відстані в мільярди парсек.

Метод тригонометричного паралаксу

[ред. | ред. код]
Докладніше: Паралакс

Паралакс — кут, на який зсувається об'єкт, якщо розглядати його з двох різних позицій. Що далі розташовано об'єкт, тим менше змінюється його візуальна позиція. Що ближча відстань до об'єкта, або що більша відстань між точками спостереження (база), тим більший паралакс. Розрізняють два види паралаксу: річний та груповий[115].

Річний паралакс — кут, під яким видно середній радіус земної орбіти з центру мас зорі. Через рух Землі орбітою, видиме розташування будь-якої зорі на небесній сфері постійно змінюється — зоря описує еліпс, велика піввісь якого дорівнює річному паралаксу. За відомим паралаксом із законів евклідової геометрії можна обчислити відстань до зорі:

де наближена рівність записана для малого кута (в радіанах). Ця формула показує основні труднощі цього методу: зі збільшенням відстані значення паралаксу зменшується, і для далеких об'єктів величина паралаксу лежить у межах похибки вимірів.

Вивчення історії розвитку Всесвіту і його всеохопної структури

[ред. | ред. код]

Вкрай важкі завдання — вивчення історії розвитку Всесвіту і проблема виникнення його великомасштабної структури — одночасно є вкрай важливими для всієї астрофізики в цілому: тільки їх вирішення може показати вірність розуміння процесів, що відбуваються в окремих об'єктах та їх об'єднаннях на дану мить.

Складність полягає в тому, що необхідно спостерігати об'єкти, які народилися в одну і ту ж епоху, але різного віку. Таким чином, з одного боку виникає потреба спостерігати віддалені об'єкти, ослаблені як відстанню, так і тим, що їх спектр разом з вкрай важливою лінією Lα через розширення Всесвіту зміщується в інфрачервоний діапазон, спостереження в якому пов'язані з великими технічними труднощами. З іншого боку в найближчих околицях необхідно спостерігати дуже старі об'єкти, пік світності яких вже минув і зараз вони, з різних причин втративши основне джерело енергії, можуть світити лише завдяки мізерним старим запасам. Іншими словами доводиться спостерігати слабкі об'єкти. Водночас необхідна масовість спостережень, щоб усунути ефекти селекції.

З технічної точки зору рішення першої проблеми — будівництво великих телескопів. Проте у великого телескопа не може бути великого поля, отже, він не може забезпечити масштабність спостережень. І навпаки: телескоп з широким полем не може забезпечити якісні спостереження слабких об'єктів. Але є й інший шлях, більш творчий: застосування різних методик аналізу вже відомих даних, отриманих з використанням наявних ресурсів. Зазвичай їх застосовують у зв'язці: за допомогою другого способу намічають проблеми і завдання, які потім вирішуються на якісно новому рівні за допомогою найкращих космічних і наземних телескопів.

Додаткову складність вносить і те, що разом із Всесвітом еволюціонують і об'єкти, за допомогою яких ведуться дослідження. А значить, може скластися становище, коли залежності, побудовані на основі сучасного стану об'єктів, перестануть бути відповідними. Щоб уникнути подібного, крім самих об'єктів треба ретельно дослідити і метод, за допомогою якого ми хочемо вивчати Всесвіт.

Типовими об'єктами досліджень в космології є:

Загальні особливості та підходи

[ред. | ред. код]

Спостерігати космологічні об'єкти можна різними способами, деякі підходять тільки для одного типу об'єктів, деякі застосовні до всіх. Ті, що характерні для всіх, частково прийшли з зоряної астрономії (такі як метод зоряних підрахунків або порівняння різних ділянок спектра), частково винайдені тільки для потреб космології.

Загальні проблеми найбільш яскраво проявляються в галактиках. Класично, серед них виділяють чотири типи: еліптичні, лінзоподібні, спіральні та неправильні. Ці чотири типи багато в чому схожі, але також багато в чому різні. Чинників, що впливають на еволюцію властивостей окремо взятої галактики — величезна кількість. Все це відбивається на її спектральних і фотометричних характеристиках, причому часові межі еволюційних процесів — мільйони років. У підсумку, спостереження далеких об'єктів не можна співвіднести зі спостереженнями близьких галактик і немає простих механізмів екстраполяції того стану до нинішнього.

Ліс Лайман-альфа

[ред. | ред. код]
Докладніше: Ліс Лайман-альфа

У спектрах деяких далеких об'єктів можна спостерігати велике скупчення сильних абсорбційних ліній на малій ділянці спектра (т. зв. ліс ліній). Ці лінії ототожнюються як лінії серії Лаймана, але мають різні червоні зміщення.

Хмари нейтрального водню ефективно поглинають світло на довжинах хвиль від Lα(1216 Å) до межі Лаймана. Випромінювання, спочатку короткохвильове, на шляху до нас через розширення Всесвіту поглинається там, де його довжина хвилі зрівнюється з цим «лісом». Перетин взаємодії дуже великий і розрахунки показують, що навіть малої частки нейтрального водню достатньо для створення великого поглинання в безперервному спектрі.

При великій кількості хмар нейтрального водню на шляху світла на досить широкій ділянці спектра утворюється провал. Довгохвильова межа цієї ділянки обумовлена Lα, а короткохвильова залежить від найближчого червоного зсуву, навколо якого середовище йонізоване і нейтрального водню мало. Подібний ефект має назву ефект Ганна — Петерсона.

Ефект спостерігається в квазарах із червоним зсувом z>6. Звідси робиться висновок, що епоха йонізації міжгалактичного газу почалася з z≈6.

Гравітаційне лінзування

[ред. | ред. код]

До ефектів, спостереження яких можливі також для будь-якого об'єкта (навіть не важливо, щоб він був далеким), необхідно віднести і ефект гравітаційного лінзування. У попередньому розділі було зазначено, що за допомогою гравітаційного лінзування будують шкалу відстаней. Це — варіант так званого сильного лінзування, коли кутове розділення зображень джерела можна безпосередньо спостерігати. Однак існує ще й слабке лінзування, з допомогою якого можна визначити потенціал досліджуваного об'єкта. Так, з його допомогою було встановлено, що скупчення галактик розміром від 10 до 100 Мпк є гравітаційно пов'язаними, тобто найбільшими сталими системами у Всесвіті. Також з'ясувалося, що забезпечує цю стабільність маса, котра проявляє себе тільки в гравітаційній взаємодії — темна маса або, як її називають в космології, темна матерія[116][117].

Порівняння різних ділянок спектра

[ред. | ред. код]

До стандартних підходів, що дозволяють прояснити природу будь-якого об'єкта, можна віднести порівняння як спектрів різних, але приналежних до одного класу об'єктів, так і різних частин одного і того ж спектра.

Так, комбінуючи обидва варіанти: спочатку порівнюючи спектри двох різних квазарів, а потім порівнюючи окремі ділянки спектра одного і того ж квазару, виявили сильний провал на одній з ультрафіолетових ділянок спектра[118]. Настільки сильний провал міг бути викликаний тільки великою концентрацією пилу, що поглинав випромінення. Раніше пил намагалися виявити за спектральними лініями, але виділити конкретні серії ліній, які доводили б, що це саме пил, а не домішка важких елементів в газі, не вдавалося. Подальший розвиток цього методу дозволив оцінити темп зореутворення на z від ~2 до ~6[119]

Метод зоряних черпків
[ред. | ред. код]
Дані про великомасштабну структуру 2df-огляду.

Першим способом вивчення великомасштабної структури Всесвіту, що досі не втратив своєї актуальності, є так званий метод «зоряних черпків Гершеля»[120]. Сутність його полягає в підрахунку кількості об'єктів у різних напрямках. Метод винайдено Вільямом Гершелем наприкінці XVIII сторіччя, коли про існування далеких космічних об'єктів лише здогадувалися, і єдиними об'єктами, доступними для спостережень, були зорі. Сьогодні, природно, рахують не зорі, а позагалактичні об'єкти (квазари, галактики), і крім розподілу за напрямками, будують розподіл за червоним зсувом.

Найбільшими джерелами даних про позагалактичні об'єкти є окремі спостереження певних об'єктів, огляди типу SDSS, APM, 2df, а також компілятивні бази даних, такі як NEd[en] і Hyperleda. Наприклад, в огляді 2df охоплення неба становило ~ 5 %, середнє z — 0,11 (~ 500 Мпк), кількість об'єктів — ~ 220 000.

На наведеному малюнку можна бачити, що галактики розташовано в просторі неоднорідно на малих масштабах. Після детальнішого розгляду виявляється, що просторова структура розподілу галактик — чарункова: вузькі стінки з шириною, яка визначається величиною скупчень і надскупчень галактик, а всередині них — порожнини, так звані войди[117].

Переважає думка, що після переходу до масштабів у сотні мегапарсек, розподіл видимої речовини стає однорідним[121][122]. Проте однозначної відповіді на це питання поки що не знайдено: застосовуючи різні методики деякі дослідники приходять до висновків про неоднорідність розподілу галактик і в найбільших досліджуваних масштабах[123][124]. Разом з тим, неоднорідності в розподілі галактик не скасовують факту високої однорідності Всесвіту в початковому стані, що виведено з високої міри ізотропності реліктового випромінювання.

Водночас встановлено, що розподіл кількості галактик за червоним зсувом має складний характер. Залежність для різних об'єктів різна. Однак для всіх них характерна наявність кількох локальних максимумів[125][126][127]. З чим це пов'язано — поки не зовсім зрозуміло.

До останнього часу не було ясності в тому, як еволюціонує всеохопна будова Всесвіту. Проте роботи останнього часу доводять, що першими сформувалися великі галактики, і лише потім — дрібніші (так званий ефект зменшення розміру)[128][129].

Особливості спостережень квазарів

[ред. | ред. код]
Квазар.

Надзвичайна властивість квазарів — великі концентрації газу в області випромінювання. За сучасними уявленнями, акреція цього газу на чорну діру і забезпечує настільки високу світність об'єктів. Висока концентрація речовини означає і велике скупчення важких елементів, а значить і помітніші абсорбційні лінії. Так, в спектрі одного з лінзованих квазарів були виявлені лінії води[130].

Унікальною перевагою є і висока світність в радіодіапазоні, на її фоні поглинання частини випромінювання холодним газом помітніше. При цьому газ може належати як рідній галактиці квазара, так і випадковій хмарі нейтрального водню в міжгалактичному середовищі, або галактиці, що випадково потрапила на промінь зору (при цьому нерідкі випадки, коли таку галактику не видно — вона занадто тьмяна для наших телескопів). Вивчення міжзоряної речовини в галактиках даним методом називається «вивченням на просвіт», наприклад, подібним чином була виявлена перша галактика із надсонячною металічністю[131].

Також важливим наслідком застосування даного методу, правда не в радіо-, а в оптичному діапазоні, є вимірювання первинної наявності дейтерію. Сучасне значення наявності дейтерію, отримане за таким спостереженнями, становить[132].

За допомогою квазарів отримані унікальні дані про температуру реліктового фону на z≈1,8 і на z=2,4. У першому випадку досліджувалися лінії надтонкої структури нейтрального вуглецю, для яких кванти з T≈7,5°К (передбачувана температура реліктового фону на той момент) відіграють роль помпування, забезпечуючи інверсну заселеність енергетичних рівнів[133]. У другому випадку виявили лінії молекулярного водню H2, дейтериду водню HD, а також молекули оксиду вуглецю СО, за інтенсивністю спектра якої якраз і виміряли температуру реліктового фону, вона з хорошою точністю збіглася з очікуваним значенням[134].

За іронією долі, головна перевага квазарів — це їхній же основний недолік: неможливо відокремити лінії акреційного газу від ліній міжзоряної речовини батьківської галактики.

Особливості спостережень гамма-сплесків

[ред. | ред. код]
Популярна модель походження гамма-сплеску.

Гамма-сплески — виняткове явище, і загальновизнаної думки щодо його природи не існує. Однак переважна більшість вчених погоджується з твердженням, що предком гамма-сплесків є об'єкти зоряної маси[135].

Унікальні можливості застосування гамма-сплесків для вивчення структури Всесвіту полягають у наступному[135]:

  • Оскільки предком гамма-сплеску є об'єкт зоряної маси, то і простежити гамма-сплески можна на більшу відстань, ніж квазари, як через більш раннє формування самого предка, так і через малу масу чорної діри квазара, а значить і меншу його світність на той період часу.
  • Спектр гамма-сплеску — неперервний, тобто не містить спектральних ліній. Це означає, що найвіддаленіші лінії поглинання в спектрі гамма-сплеску — це лінії міжзоряного середовища батьківської галактики. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати інформацію про температуру міжзоряного середовища, його металічність, ступінь іонізації і кінематику.
  • Гамма-сплески дають ледь не ідеальний спосіб вивчати міжгалактичне середовище до епохи реіонізаціі, тому що їх вплив на міжгалактичне середовище на 10 порядків менший, ніж квазарів, через малий час життя джерела.
  • Якщо післясвітіння гамма-сплеску в радіодіапазоні досить сильне, то за лінією 21 см можна судити про стан різних структур нейтрального водню в міжгалактичному середовищі поблизу від галактики-предка гамма-сплеску.
  • Детальне вивчення процесів формування зір на ранніх етапах розвитку Всесвіту за допомогою гамма-сплесків дуже залежить від обраної моделі природи явища, але якщо набрати достатню статистику і побудувати розподіл характеристик гамма-сплесків в залежності від червоного зсуву, то, залишаючись в рамках досить загальних положень, можна оцінити стрімкість зореутворення і функцію мас зір, що народжуються[135].
  • Якщо прийняти припущення, що гамма-сплеск — це вибух наднової зорі, то можна вивчати історію збагачення Всесвіту важкими металами.
  • Гамма-сплеск може слугувати вказівником на дуже слабку карликову галактику, яку важко виявити при «масовому» спостереженні неба.

Основною проблемою гамма-сплесків є їх спорадичність і стислість часу, коли післясвітіння сплеску можна спостерігати спектроскопічно.

Теоретичні моделі

[ред. | ред. код]

Сучасні космологічні моделі дуже складні, а іноді використовують поки непідтверджені гіпотези. Наприклад, до Всесвіту застосовують рівняння ЗТВ, хоча ЗТВ — це теорія, добре підтверджена тільки в масштабах Сонячної системи[136][137], і її використання в масштабі галактик і Всесвіту в цілому може бути піддано сумніву. Космологічні моделі були б набагато простіші, якби протон не був сталою частинкою і розпадався б, чого сучасні експерименти у фізичних лабораторіях не підтверджують; і цей список можна продовжити. Але нині[коли?] з таким станом справ доводиться миритися, оскільки кращого пояснення спостереженням поки не існує.

Космологія — швидше описова наука, ніж передбачувальна. Доводиться звертатися до певних припущень, принципів, у тому числі й філософських. Зараз практично всі згодні, що будь-яка модель Всесвіту повинна відповідати так званому «космологічному принципу». Згідно цього принципу, у великих просторових масштабах, у Всесвіті немає виділених областей і напрямків. Наслідком такого постулату є однорідність та ізотропності матерії у Всесвіті на великих масштабах (> 100 Мпк).

Просторова однорідність та ізотропність, не заперечує неоднорідність в часі, тобто існування виділених послідовностей подій, доступних всім спостерігачам. Прихильники теорій стаціонарного Всесвіту іноді формулюють «досконалий космологічний принцип», згідно з яким чотиривимірний простір-час повинен мати властивості однорідності й ізотропності. Однак еволюційні процеси, що спостерігаються у Всесвіті, очевидно не узгоджуються з таким космологічним принципом.

У загальному випадку для побудови моделі застосовуються такі теорії та розділи фізики:

  1. Рівноважна статистична фізика, її основні поняття і принципи, а також теорія релятивістського газу.
  2. Теорія гравітації (зазвичай загальна теорія відносності).
  3. Деякі дані з фізики елементарних частинок: список основних частинок, їхні характеристики, типи взаємодії, закони збереження.

Комбінуючи ці фактори намагаються насамперед пояснити три фундаментальні явища: розширення Всесвіту, великомасштабну структуру Всесвіту і поширеність хімічних елементів. Основними теоріями, що описують всі ці три явища сьогодні є:

Теорія Великого Вибуху.
Описує хімічний склад Всесвіту.		 Теорія стадії інфляції.
Пояснює причину розширення.		 Модель розширення Фрідмана.
Описує розширення.		 Ієрархічна теорія.
Описує великомасштабну структуру.

Зелений колір означає абсолютно панівні теорії, бурштиновий — визнана багатьма, але широко обговорюється, червоний — відчуває великі проблеми останнім часом, але підтримується багатьма теоретиками.

Модель розширювального Всесвіту.

[ред. | ред. код]

Модель Всесвіту змальовує сам факт розширення. У загальному випадку нехтують, коли і чому Всесвіт розпочав розширюватися, тобто теорія Великого Вибуху — лише окремий випадок моделі розширювального Всесвіту. В основі більшості моделей Всесвіту лежить ЗТВ і її геометричний погляд на природу гравітації. Середовище, що ізотропно розширюється зручно розглядати в системі координат, яка розширюється разом з матерією. Таким чином, розширення Всесвіту формально зводиться до зміни масштабного фактора всієї координатної сітки, у вузлах якої «посаджені» галактики. Таку систему координат називають супутньою. Початок відліку зазвичай прикріплюють до спостерігача.

Єдиної точки зору, чи є Всесвіт дійсно нескінченним або кінцевим в просторі та обсязі, не існує. Однак Всесвіт, що охоплює всі місця розташування, які можуть впливати на нас з миті Великого Вибуху, кінцевий, оскільки кінцева швидкість світла, та існував Великий вибух.

Теоретична доля Всесвіту

[ред. | ред. код]

Всесвіт і в наші дні (2000-і роки) продовжує свою еволюцію, оскільки еволюціонують його частини. Час цієї еволюції для кожного типу об'єктів відрізняється більше, ніж на порядок. І коли життя об'єктів одного типу закінчується, то в інших усе лише починається. Це дозволяє розбити еволюцію Всесвіту на епохи. Однак кінцевий вид еволюційного ланцюга залежить від швидкості і прискорення розширення: при рівномірній або майже рівномірній швидкості розширення будуть пройдені всі етапи еволюції і будуть вичерпані всі запаси енергії. Цей варіант розвитку називається тепловою смертю.

Зовнішні відеофайли
1. Як помре наш Всесвіт // Канал «Цікава наука» на YouTube, 6 червня 2020.
2. Як наш Всесвіт закінчить своє існування // Канал «Цікава наука» на YouTube, 1 липня 2020.
3. Як ми дізналися, що Всесвіт розширюється пришвидшено // Канал «Цікава наука» на YouTube, 4 січня 2021.

Якщо швидкість буде все наростати, то, починаючи з певного моменту, сила, що розширює Всесвіт, спочатку перевищить гравітаційні сили, які утримують галактики в скупченнях. За ними розпадуться галактики і зоряні скупчення. І, нарешті, останніми розпадуться найбільш тісно пов'язані зоряні системи. За деякий час, електромагнітні сили не зможуть утримувати від розпаду планети і дрібніші об'єкти. Світ знову буде існувати у вигляді окремих атомів. На наступному етапі розпадуться і окремі атоми. Що буде після цього, точно сказати неможливо: на цьому етапі перестає працювати сучасна фізика.

Сценарій, що описаний вище — це сценарій Великого розриву. Існує і протилежний сценарій — Велике стиснення. Якщо розширення Всесвіту сповільниться, то в майбутньому воно припиниться і почнеться стиснення. Еволюція і вигляд Всесвіту будуть визначатися космологічними епохами до тої миті, поки її радіус не стане уп'ятеро менший від сучасного. Тоді всі скупчення у Всесвіті утворюють єдине мегаскупчення, проте галактики не втратять свою окремішність: в них і надалі буде відбуватися народження зір, будуть спалахувати наднові і, можливо, буде розвиватися біологічне життя. Всьому цьому прийде кінець, коли Всесвіт скоротиться ще в 20 разів і стане у 100 разів меншим, ніж зараз; у ту мить Всесвіт буде являти собою одну величезну галактику.

Температура реліктового фону досягне 274К і на планетах земного типу почне танути лід. Подальше стиснення призведе до того, що випромінювання реліктового фону затьмарить навіть центральне світило планетарної системи, випалюючи на планетах останні паростки життя. А незабаром після цього випаруються або будуть розірвані на шматки самі зорі і планети. Стан Всесвіту буде схожим на те, що було в перші моменти його зародження. Подальші події будуть нагадувати ті, що відбувалися на початку, але промотуючись в зворотному порядку: атоми розпадаються на атомні ядра й електрони, починає переважати випромінювання, потім починають розпадатися атомні ядра на протони і нейтрони, відтак розпадаються й самі протони і нейтрони на окремі кварки, відбувається велике об'єднання. У цю мить, як і в момент Великого вибуху, перестають працювати відомі нам закони фізики і подальшу долю Всесвіту передбачити неможливо.

Див. також

[ред. | ред. код]
Вікіцитати містять висловлювання від або про: Всесвіт
У Вікісловнику є сторінка всесвіт.

Коментарі

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Згідно з сучасною фізикою, зокрема теорією відносності, простір і час нерозривно пов’язані між собою як простір-час.
  2. ↑ Although listed in megaparsecs by the cited source, this number is so vast that its digits would remain virtually unchanged for all intents and purposes regardless of which conventional units it is listed in, whether it to be nanometers or gigaparsecs, as the differences would disappear into the error.

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (вид. 4th). Saunders College. ISBN 978-0-03-006228-5. The totality of all space and time; all that is, has been, and will be.
  2. ↑ Planck Collaboration; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartolo, N.; Basak, S. (Вересень 2020). Planck 2018 results: VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics. 641: A6. arXiv:1807.06209. Bibcode:2020A&A...641A...6P. doi:10.1051/0004-6361/201833910. ISSN 0004-6361. S2CID 119335614.
  3. 1 2 3 Greene, Brian (2011). The Hidden Reality. Alfred A. Knopf.
  4. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2013). An Introduction to Modern Astrophysics (вид. International). Pearson. с. 1173—1174. ISBN 978-1-292-02293-2. Процитовано 16 травня 2018.
  5. ↑ Redd, Nola. What is Dark Matter?. Space.com. Архів оригіналу за 1 лютого 2018. Процитовано 1 лютого 2018.
  6. 1 2 Planck 2015 results, table 9. Архів оригіналу за 27 липня 2018. Процитовано 16 травня 2018.
  7. ↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 вересня 1992). The baryon content of the Universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P—18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. S2CID 17945298.
  8. ↑ Ellis, George F. R.; Kirchner, U.; Stoeger, W. R. (2004). Multiverses and physical cosmology. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 347 (3): 921—936. arXiv:astro-ph/0305292. Bibcode:2004MNRAS.347..921E. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. S2CID 119028830.
  9. ↑ 'Multiverse' theory suggested by microwave background. BBC News. 3 серпня 2011. Архів оригіналу за 14 лютого 2023. Процитовано 14 лютого 2023.
  10. ↑ Stress testing ΛCDM with high-redshift galaxy candidates. // Michael Boylan-Kolchin. Published: 13 April 2023
  11. ↑ Нові відкриття NASA суперечать тому, що ми знаємо про еволюцію Всесвіту. 17.04.2023
  12. ↑ Silk, Joseph (2009). Horizons of Cosmology. Templeton Pressr. с. 208.
  13. ↑ Singh, Simon (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. с. 560. Bibcode:2004biba.book.....S.
  14. ↑ Sivaram, C. (1986). Evolution of the Universe through the Planck epoch. Astrophysics and Space Science. 125 (1): 189—199. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984. S2CID 123344693.
  15. 1 2 Johnson, Jennifer A. (Лютий 2019). Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements. Science (англ.). 363 (6426): 474—478. Bibcode:2019Sci...363..474J. doi:10.1126/science.aau9540. ISSN 0036-8075. PMID 30705182. S2CID 59565697.
  16. 1 2 3 Durrer, Ruth (2008). The Cosmic Microwave Background. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9.
  17. 1 2 Steane, Andrew M. (2021). Relativity Made Relatively Easy, Volume 2: General Relativity and Cosmology. Oxford University Press. ISBN 978-0-192-89564-6.
  18. ↑ Larson, Richard B. & Bromm, Volker (Березень 2002). The First Stars in the Universe. Scientific American. Архів оригіналу за 11 червня 2015. Процитовано 9 червня 2015.
  19. ↑ Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33
  20. 1 2 3 Urone, Paul Peter та ін. (2022). College Physics 2e. OpenStax. ISBN 978-1-951-69360-2. Архів оригіналу за 13 лютого 2023. Процитовано 13 лютого 2023.
  21. ↑ Antimatter. Particle Physics and Astronomy Research Council. 28 жовтня 2003. Архів оригіналу за 7 березня 2004. Процитовано 10 серпня 2006.
  22. ↑ Smorra C. та ін. (20 жовтня 2017). A parts-per-billion measurement of the antiproton magnetic moment (PDF). Nature. 550 (7676): 371—374. Bibcode:2017Natur.550..371S. doi:10.1038/nature24048. PMID 29052625. S2CID 205260736. Архів (PDF) оригіналу за 30 жовтня 2018. Процитовано 25 серпня 2019.
  23. 1 2 Bars, Itzhak; Terning, John (2018). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. с. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Процитовано 19 жовтня 2018.
  24. ↑ Crane, Leah (29 червня 2024). de Lange, Catherine (ред.). How big is the universe, really?. New Scientist. с. 31.
  25. ↑ Crockett, Christopher (20 лютого 2013). What is a light-year?. EarthSky. Архів оригіналу за 20 лютого 2015. Процитовано 20 лютого 2015.
  26. ↑ Goodwin, S. P.; Gribbin, J.; Hendry, M. A. (Серпень 1998). The relative size of the Milky Way. The Observatory. 118: 201—208. Bibcode:1998Obs...118..201G.
  27. ↑ Ribas, I.; Jordi, C.; Vilardell, F.; Fitzpatrick, E. L.; Hilditch, R. W.; Guinan, F. Edward (2005). First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy. Astrophysical Journal. 635 (1): L37—L40. arXiv:astro-ph/0511045. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. doi:10.1086/499161. S2CID 119522151.
    McConnachie, A.W.; Irwin, M.J.; Ferguson, A.M.N.; Ibata, R.A.; Lewis, G.F.; Tanvir, N. (2005). Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979—997. arXiv:astro-ph/0410489. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.
  28. ↑ Janek, Vanessa (20 лютого 2015). How can space travel faster than the speed of light?. Universe Today. Архів оригіналу за 16 грудня 2021. Процитовано 6 червня 2015.
  29. ↑ Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe. Philip Gibbs. 1997. Архів оригіналу за 10 березня 2010. Процитовано 6 червня 2015.
  30. ↑ Schreiber, Urs (6 червня 2008). Urban Myths in Contemporary Cosmology. The n-Category Café. University of Texas at Austin. Архів оригіналу за 1 липня 2020. Процитовано 1 червня 2020.
  31. ↑ Don N. Page (2007). Susskind's Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2007 (1): 004. arXiv:hep-th/0610199. Bibcode:2007JCAP...01..004P. doi:10.1088/1475-7516/2007/01/004. S2CID 17403084.
  32. ↑ Planck Collaboration (2016). Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics. 594: A13, Table 4. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962.
  33. ↑ Berardelli, Phil (25 березня 2010). Galaxy Collisions Give Birth to Quasars. Science News. Архів оригіналу за 25 березня 2022. Процитовано 30 липня 2022.
  34. ↑ Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant. Astronomical Journal. 116 (3): 1009—1038. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499. S2CID 15640044.
  35. ↑ Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz-Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter та ін. (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae. Astrophysical Journal. 517 (2): 565—586. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
  36. ↑ Serway, Raymond A.; Moses, Clement J.; Moyer, Curt A. (2004). Modern Physics. Cengage Learning. с. 21. ISBN 978-1-111-79437-8.
  37. ↑ Fraknoi, Andrew та ін. (2022). Astronomy 2e. OpenStax. с. 1017. ISBN 978-1-951-69350-3. Архів оригіналу за 14 лютого 2023. Процитовано 14 лютого 2023.
  38. ↑ The Nobel Prize in Physics 2011. Архів оригіналу за 17 квітня 2015. Процитовано 16 квітня 2015.
  39. ↑ Overbye, Dennis (11 жовтня 2003). A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe. New York Times. Архів оригіналу за 1 липня 2017. Процитовано 20 лютого 2017.
  40. ↑ Schutz, Bernard (2009). A First Course in General Relativity (вид. 2nd). Cambridge University Press. с. 142, 171. ISBN 978-0-521-88705-2.
  41. ↑ Wheeler, John Archibald (2010). Geons, Black Holes, and Quantum Foam: A Life in Physics (англ.). W. W. Norton & Company. ISBN 978-0-393-07948-7. Архів оригіналу за 17 лютого 2023. Процитовано 17 лютого 2023.
  42. ↑ Kersting, Magdalena (Травень 2019). Free fall in curved spacetime – how to visualise gravity in general relativity. Physics Education. 54 (3): 035008. Bibcode:2019PhyEd..54c5008K. doi:10.1088/1361-6552/ab08f5. hdl:10852/74677. ISSN 0031-9120. S2CID 127471222.
  43. ↑ Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam. с. 43. ISBN 978-0-553-05340-1.
  44. ↑ Goldstein, Herbert; Poole, Charles P.; Safko, John L. (2002). Classical Mechanics (вид. 3rd). San Francisco: Addison Wesley. ISBN 0-201-31611-0. OCLC 47056311.
  45. ↑ Goodstein, Judith R. (2018). Einstein's Italian Mathematicians: Ricci, Levi-Civita, and the Birth of General Relativity. Providence, Rhode Island: American Mathematical Society. с. 143. ISBN 978-1-4704-2846-4. OCLC 1020305599.
  46. ↑ Choquet-Bruhat, Yvonne (2009). General Relativity and the Einstein Equations. Oxford: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-155226-7. OCLC 317496332.
  47. ↑ Prescod-Weinstein, Chanda (2021). The Disordered Cosmos: A Journey into Dark Matter, Spacetime, and Dreams Deferred (амер.). New York, New York: Bold Type Books. ISBN 978-1-5417-2470-9. OCLC 1164503847.
  48. ↑ What is the Ultimate Fate of the Universe?. National Aeronautics and Space Administration. Архів оригіналу за 22 грудня 2021. Процитовано 23 серпня 2015.
  49. ↑ Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (9 жовтня 2003). Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background. Nature (Submitted manuscript). 425 (6958): 593—595. arXiv:astro-ph/0310253. Bibcode:2003Natur.425..593L. doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579. S2CID 4380713. Архів оригіналу за 17 травня 2021. Процитовано 21 серпня 2018.
  50. ↑ Roukema, Boudewijn; Buliński, Zbigniew; Szaniewska, Agnieszka; Gaudin, Nicolas E. (2008). A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data. Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 747—753. arXiv:0801.0006. Bibcode:2008A&A...482..747L. doi:10.1051/0004-6361:20078777. S2CID 1616362.
  51. ↑ Aurich, Ralf; Lustig, S.; Steiner, F.; Then, H. (2004). Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy. Classical and Quantum Gravity. 21 (21): 4901—4926. arXiv:astro-ph/0403597. Bibcode:2004CQGra..21.4901A. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010. S2CID 17619026.
  52. ↑ Planck Collaboration (2014). Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics. 571: A16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A...571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591. S2CID 118349591.
  53. ↑ Planck reveals 'almost perfect' universe. Michael Banks. Physics World. 21 березня 2013. Архів оригіналу за 24 березня 2013. Процитовано 21 березня 2013.
  54. ↑ Friederich, Simon (12 листопада 2021). Fine-Tuning. Stanford Encyclopedia of Philosophy. Center for the Study of Language and Information (CSLI), Stanford University. Архів оригіналу за 10 жовтня 2023. Процитовано 15 лютого 2022.
  55. ↑ Isaak, Mark, ред. (2005). CI301: The Anthropic Principle. Index to Creationist Claims. TalkOrigins Archive. Архів оригіналу за 1 липня 2014. Процитовано 31 жовтня 2007.
  56. ↑ Fritzsche, Hellmut. electromagnetic radiation | physics. Encyclopædia Britannica. с. 1. Архів оригіналу за 31 серпня 2015. Процитовано 26 липня 2015.
  57. ↑ Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. Архів оригіналу (PDF) за 5 вересня 2015. Процитовано 26 липня 2015.
  58. ↑ Physics – for the 21st Century. learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Архів оригіналу за 7 вересня 2015. Процитовано 27 липня 2015.
  59. ↑ Dark matter – A history shapes by dark force. Timothy Ferris. National Geographic. 2015. Архів оригіналу за 4 березня 2016. Процитовано 29 грудня 2015.
  60. 1 2 First Planck results: the universe is still weird and interesting. Matthew Francis. Ars technica. 21 березня 2013. Архів оригіналу за 2 травня 2019. Процитовано 21 серпня 2015.
  61. ↑ NASA/WMAP Science Team (24 січня 2014). Universe 101: What is the Universe Made Of?. NASA. Архів оригіналу за 10 березня 2008. Процитовано 17 лютого 2015.
  62. 1 2 Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2. p. 46, Accessed October 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
  63. ↑ Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). The cosmological constant and dark energy. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559—606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
  64. ↑ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J.-E.; Berger, L.; Partridge, R.B.; Martenis, P.L.; Sangree, C.H.; Harvey, R.C. (1986). Large-scale homogeneity of the universe measured by the microwave background. Nature. 319 (6056): 751—753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. S2CID 4349689.
  65. ↑ Gunn, Alistair (29 листопада 2023). How many galaxies are there in the universe? – Do astronomers know how many galaxies exist? How many can we see in the observable Universe?. BBC Sky at Night. Архів оригіналу за 3 грудня 2023. Процитовано 2 грудня 2023.
  66. ↑ New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?. phys.org (англ.). Архів оригіналу за 15 січня 2021. Процитовано 15 січня 2021.
  67. ↑ Howell, Elizabeth (20 березня 2018). How Many Galaxies Are There?. Space.com. Архів оригіналу за 28 лютого 2021. Процитовано 5 березня 2021.
  68. ↑ Staff (2019). How Many Stars Are There In The Universe?. Європейське космічне агентство. Архів оригіналу за 23 вересня 2019. Процитовано 21 вересня 2019.
  69. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2015). The Structure of the Universe. The Fundamentals of Modern Astrophysics. с. 279–294. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
  70. ↑ Baker, Harry (11 липня 2021). How many atoms are in the observable universe?. Live Science. Архів оригіналу за 1 грудня 2023. Процитовано 1 грудня 2023.
  71. ↑ Totani, Tomonori (3 лютого 2020). Emergence of life in an inflationary universe. Scientific Reports. 10 (1671) 1671. arXiv:1911.08092. Bibcode:2020NatSR..10.1671T. doi:10.1038/s41598-020-58060-0. PMC 6997386. PMID 32015390.
  72. ↑ Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy. European Southern Observatory Press Release. ESO: 12. 3 травня 2000. Bibcode:2000eso..pres...12. Архів оригіналу за 13 липня 2015. Процитовано 3 січня 2007.
  73. ↑ Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View. NASA. 28 лютого 2006. Архів оригіналу за 27 травня 2020. Процитовано 3 січня 2007.
  74. ↑ Gibney, Elizabeth (3 вересня 2014). Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'. Nature. doi:10.1038/nature.2014.15819. S2CID 124323774. Архів оригіналу за 7 січня 2019. Процитовано 21 серпня 2015.
  75. ↑ Local Group. Fraser Cain. Universe Today. 4 травня 2009. Архів оригіналу за 21 червня 2018. Процитовано 21 серпня 2015.
  76. ↑ Content of the Universe – WMAP 9yr Pie Chart. wmap.gsfc.nasa.gov. Архів оригіналу за 5 вересня 2015. Процитовано 26 липня 2015.
  77. ↑ Fixsen, D.J. (2009). The Temperature of the Cosmic Microwave Background. The Astrophysical Journal. 707 (2): 916—920. arXiv:0911.1955. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. ISSN 0004-637X. S2CID 119217397.
  78. ↑ Rindler, 1986, p. 202
  79. ↑ Liddle, Andrew (2003). An Introduction to Modern Cosmology (вид. 2nd). John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7.. p. 2.
  80. ↑ Livio, Mario (2001). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. John Wiley and Sons. с. 53. ISBN 978-0-471-43714-7. Архів оригіналу за 13 травня 2021. Процитовано 31 березня 2012.
  81. ↑ Peebles, P.J.E. & Ratra, Bharat (2003). The cosmological constant and dark energy. Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559—606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
  82. ↑ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2006). Why the cosmological constant is small and positive. Science. 312 (5777): 1180—1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231. PMID 16675662. S2CID 14178620.
  83. ↑ Dark Energy. Hyperphysics. Архів оригіналу за 27 травня 2013. Процитовано 4 січня 2014.
  84. ↑ Carroll, Sean (2001). The cosmological constant. Living Reviews in Relativity. 4 (1) 1. arXiv:astro-ph/0004075. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856.
  85. ↑ Planck captures portrait of the young universe, revealing earliest light. University of Cambridge. 21 березня 2013. Архів оригіналу за 17 квітня 2019. Процитовано 21 березня 2013.
  86. ↑ Lineweaver, Charles H.; Patel, Vihan M. (1 жовтня 2023). All objects and some questions. American Journal of Physics (англ.). 91 (10): 819—825. doi:10.1119/5.0150209. ISSN 0002-9505.
  87. ↑ Davies, P. (1992). The New Physics: A Synthesis (англ.). Cambridge University Press. с. 1. ISBN 978-0-521-43831-5. Архів оригіналу за 3 лютого 2021. Процитовано 17 травня 2020.
  88. ↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 вересня 1992). The baryon content of the universe. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 258 (1): 14P—18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. S2CID 17945298.
  89. ↑ Shull, J. Michael; Smith, Britton D.; Danforth, Charles W. (1 листопада 2012). The Baryon Census in a Multiphase Intergalactic Medium: 30% of the Baryons May Still Be Missing. The Astrophysical Journal. 759 (1): 23. arXiv:1112.2706. Bibcode:2012ApJ...759...23S. doi:10.1088/0004-637X/759/1/23. ISSN 0004-637X. S2CID 119295243. Архів оригіналу за 21 вересня 2023. Процитовано 27 лютого 2023. Galaxy surveys have found ~10% of these baryons in collapsed objects such as galaxies, groups, and clusters [...] Of the remaining 80%–90% of cosmological baryons, approximately half can be accounted for in the low-z [intergalactic medium]
  90. ↑ Macquart, J.-P.; Prochaska, J. X.; McQuinn, M.; Bannister, K. W.; Bhandari, S.; Day, C. K.; Deller, A. T.; Ekers, R. D.; James, C. W.; Marnoch, L.; Osłowski, S.; Phillips, C.; Ryder, S. D.; Scott, D. R.; Shannon, R. M. (28 травня 2020). A census of baryons in the Universe from localized fast radio bursts. Nature (англ.). 581 (7809): 391—395. arXiv:2005.13161. Bibcode:2020Natur.581..391M. doi:10.1038/s41586-020-2300-2. ISSN 0028-0836. PMID 32461651. S2CID 256821489. Архів оригіналу за 5 листопада 2023. Процитовано 27 лютого 2023.
  91. ↑ Flowers, Paul та ін. (2019). Chemistry 2e. OpenStax. с. 14. ISBN 978-1-947-17262-3. Архів оригіналу за 17 лютого 2023. Процитовано 17 лютого 2023.
  92. ↑ The Nobel Prize in Physics 2001. NobelPrize.org (амер.). Архів оригіналу за 17 лютого 2023. Процитовано 17 лютого 2023.
  93. ↑ Cohen-Tannoudji, Claude; Guery-Odelin, David (2011). Advances In Atomic Physics: An Overview (англ.). World Scientific. с. 684. ISBN 978-981-4390-58-3. Архів оригіналу за 4 червня 2023. Процитовано 17 лютого 2023.
  94. ↑ 't Hooft, G. (1997). In search of the ultimate building blocks (англ.). Cambridge University Press. с. 6. ISBN 978-0-521-57883-7.
  95. ↑ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. The University of Chicago Press. с. 362–435. ISBN 978-0-226-10953-4.
  96. ↑ Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. World Scientific. ISBN 978-981-238-149-1.
  97. 1 2 Braibant, Sylvie; Giacomelli, Giorgio; Spurio, Maurizio (2012). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics (вид. 2nd). Springer. с. 1—3. ISBN 978-94-007-2463-1. Архів оригіналу за 26 серпня 2016. Процитовано 27 січня 2016.
  98. ↑ Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-280434-1.
  99. ↑ Mann, Adam (20 серпня 2022). What Are Elementary Particles?. Live Science. Архів оригіналу за 17 серпня 2023. Процитовано 17 серпня 2023.
  100. ↑ Zwiebach, Barton (2022). Mastering Quantum Mechanics: Essentials, Theory, and Applications. MIT Press. с. 31. ISBN 978-0-262-04613-8.
  101. 1 2 Oerter, R. (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle). Penguin Group. с. 2. ISBN 978-0-13-236678-6.
  102. ↑ Onyisi, P. (23 жовтня 2012). Higgs boson FAQ. University of Texas ATLAS group. Архів оригіналу за 12 жовтня 2013. Процитовано 8 січня 2013.
  103. ↑ Strassler, M. (12 жовтня 2012). The Higgs FAQ 2.0. ProfMattStrassler.com. Архів оригіналу за 12 жовтня 2013. Процитовано 8 січня 2013. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?
    [A] Well, actually, they don't. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original]
  104. ↑ Weinberg, Steven (2011). Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6.
  105. 1 2 3 Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang (вид. 2nd). IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0806-9.
  106. ↑ Lepton (physics). Encyclopædia Britannica. Архів оригіналу за 11 травня 2015. Процитовано 29 вересня 2010.
  107. ↑ Harari, H. (1977). Beyond charm. У Balian, R.; Llewellyn-Smith, C.H. (ред.). Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5 – Aug 14, 1976. Les Houches Summer School Proceedings. Т. 29. North-Holland. с. 613.
  108. ↑ Harari H. (1977). Three generations of quarks and leptons (PDF). У E. van Goeler; Weinstein R. (ред.). Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. с. 170. SLAC-PUB-1974. Архів (PDF) оригіналу за 13 травня 2020. Процитовано 29 травня 2020.
  109. ↑ Experiment confirms famous physics model (Пресреліз). MIT News Office. 18 квітня 2007. Архів оригіналу за 5 липня 2013. Процитовано 2 червня 2015.
  110. ↑ Thermal history of the universe and early growth of density fluctuations (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Архів (PDF) оригіналу за 21 серпня 2016. Процитовано 6 січня 2016.
  111. ↑ First few minutes. Eric Chaisson. Harvard Smithsonian Center for Astrophysics. Архів оригіналу за 4 грудня 2013. Процитовано 6 січня 2016.
  112. ↑ Timeline of the Big Bang. The physics of the Universe. Архів оригіналу за 30 березня 2020. Процитовано 6 січня 2016.
  113. ↑ Dim galaxy is most distant object yet found. New Scientist. Архів оригіналу за 23 червня 2013. Процитовано 21 жовтня 2010.
  114. ↑ (рос.) А.С. Расторгуев. Шкала расстояний во вселенной. Архів оригіналу за 5 липня 2009. Процитовано 14 березня 2012.
  115. ↑ (англ.) Hoekstra Henk; Jain Bhuvnesh (2008). Weak Gravitational Lensing and Its Cosmological Applications. Annual Review of Nuclear and Particle Systems.
  116. 1 2 (рос.) Засов А.В. Крупномасштабная Структура Вселенной. Архів оригіналу за 27 жовтня 2009. Процитовано 16 березня 2012. {{cite web}}: Cite має пустий невідомий параметр: |2= (довідка)
  117. ↑ (англ.) Maiolino R.; Schneider R.; Oliva, E.; Bianchi, S.; Ferrara, A.; Mannucci, F.; Pedani, M.; Roca Sogorb, M. (2004). A supernova origin for dust in a high-redshift quasar. Nature. Архів оригіналу за 29 червня 2014. Процитовано 16 березня 2012.
  118. ↑ (англ.) Bouwens, R. J.; Illingworth, G. D.; Franx, M. и др. (2009). Continuum Slope and Dust Obscuration from z ~ 6 to z ~ 2: The Star Formation. The Astrophysical Journal. Архів UV оригіналу за 28 червня 2014. Процитовано 16 березня 2012. {{cite web}}: Перевірте значення |url= (довідка)
  119. ↑ Зоряні черпки Гершеля // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 191. — ISBN 966-613-263-X.
  120. ↑ (англ.) Sarkar Prakash, Yadav Jaswant, Pandey Biswajit, Bharadwaj Somnath (2009). The scale of homogeneity of the galaxy distribution in SDSS DR6. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
  121. ↑ (англ.) Gong Zhi-Yuan (2010). Testing the Homogeneity of Large-scale Structure with the SDSS Data. Chinese Astronomy and Astrophysics.
  122. ↑ (англ.) Sylos Labini, F.; Vasilyev, N. L.; Baryshev, Y. V. (2009). Persistent fluctuations in the distribution of galaxies from the Two-degree Fiel. Europhysics Letters.
  123. ↑ (англ.) Sylos Labini, Francesco; Baryshev, Yuri V. (2010). Testing the Copernican and Cosmological Principles in the local universe with galaxy surveys. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.
  124. ↑ (англ.) Ryabinkov, A. I.; Kaminker, A. D.; Varshalovich, D. A. (2007). The redshift distribution of absorption-line systems in QSO spectra. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
  125. ↑ (англ.) Bell, M. B.; McDiarmid, D. (2006). Six Peaks Visible in the Redshift Distribution of 46,400 SDSS Quasars Agree with with the Preferred Redshifts Predicted by the Decreasing Intrinsic Redshift Model. The Astrophysical Journal.
  126. ↑ (англ.) Hartnett, J. G. (2009). Fourier Analysis of the Large Scale Spatial Distribution of Galaxies in the Universe. 2nd Crisis in Cosmology Conference.
  127. ↑ (англ.) Pérez-González Pablo G., Rieke George H., Villar Victor и др. (2008). 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. Архів оригіналу за 19 березня 2014. Процитовано 20 березня 2012.
  128. ↑ (англ.) Labita, M.; Decarli, R.; Treves, A.; Falomo, R. (2009). Downsizing of supermassive black holes from the SDSS quasar survey. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
  129. ↑ (рос.) Н.Т. Ашимбаева. Обнаружение воды в ранней Вселенной с помощью гравитационного линзирования. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 21 березня 2012.
  130. ↑ (англ.) Péroux, C.; Kulkarni, V. P.; Meiring, J.; Ferlet, R.; Khare, P.; Lauroesch, J. T.; Vladilo, G.; York, D. G. (2006). The most metal-rich intervening quasar absorber known. Astronomy and Astrophysics.
  131. ↑ (англ.) O'Meara John M., Burles Scott, Prochaska Jason X., Prochter Gabe E и др (2006). The Deuterium-to-Hydrogen Abundance Ratio toward the QSO SDSS J155810.16-003120. The Astrophysical Journal.
  132. ↑ (рос.)А. В. Засов, К. А. Постнов. Общая астрофизика. — М. : ВЕК 2, 2006. — 496 с. — 1500 прим. — ISBN 5-85099-169-7.
  133. ↑ (рос.)Н.Т. Ашимбаева. Первое точное измерение температуры реликтового излучения в раннюю эпоху. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 21 березня 2012.
  134. 1 2 3 (англ.)ABRAHAM LOEB, VOLKER BROMM. GRB Cosmology. — eprint, 2007.
  135. ↑ S. Capozziello and M. Francaviglia. Extended theories of gravity and their cosmological and astrophysical applications // General Relativity and Gravitation. — 2008. — Vol. 40, iss. 2—3. — P. 357—420. — ISSN 0001-7701. — DOI:10.1007/s10714-007-0551-y.
  136. ↑ Але не тільки в Сонячній системі — ефекти ЗТВ добре вивчені і в сильних полях тісних подвійних зір, втім, з тими ж характерними розмірами.

Джерела

[ред. | ред. код]

Література

[ред. | ред. код]

Інтернет-ресурси

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Зовнішні відеофайли
1. Наскільки маленькі ми в порівнянні зі Всесвітом // Канал «Цікава наука» на YouTube, 28 травня 2020.
2. Наднова, яка допомогла виміряти Всесвіт // Канал «Цікава наука» на YouTube, 1 листопада 2020.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Всесвіт&oldid=48892583