Основные этапы развития вселенной таблица

Основные этапы и стадии эволюции Вселенной (от Большого взрыва до сегодняшнего дня).

Происхождение Вселенной — любое описание или объяснение начальных процессов возникновения существующей Вселенной, включая образование астрономических объектов (космогонию), возникновение жизни, планеты Земля и человечества. Существует множество точек зрения на вопрос происхождения Вселенной, начиная с научной теории, множества отдельных гипотез, и заканчивая философскими размышлениями, религиозными убеждениями, и элементами фольклора.

В рамках общепризнанной ныне теории Большого взрыва специалисты выделяют четыре основных этапа эволюции Вселенной:

• Адронная эра: при очень высоких температурах и плотности в самом начале существования Вселенной материя состояла из элементарных частиц, прежде всего из адронов. Этот этап длился одну десятитысячную долю секунды, но именно тогда взаимодействие между частицами (ядерная сила) было наиболее интенсивным;

• Лептонная эра: в это время температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить интенсивное возникновение электронов, позитронов и нейтрино, именно тогда и образовалось так называемое нейтринное море, благодаря которому и началось реликтовое излучение;

• Фотонная эра; собственно с окончанием фотонной эры, когда температура Вселенной снизилась до определённого значения, а вещество было отделено от антивещества, и заканчивается широкая фаза Большого взрыва. В сумме адронная, лептонная и фотонная эры составляют примерно одну тридцатитысячную часть возраста Вселенной;

• Звёздная эра: основной этап существования Вселенной, который продолжается и в настоящее время. На этом этапе Вселенная расширяется, вещество образовывает звёзды, планеты, звёздные системы, галактики и так далее, вплоть до появления жизни и разумных её форм.

Гипотезу «Большого Взрыва» называют также моделью горячей Вселенной, или стандартной моделью. Эта гипотеза стала общепринятой после открытия в 1965 г. реликтового излучения.

Несмотря на стандартность и общепринятость, концепция «Большого Взрыва» не дает ответа на некоторые вопросы. Например, каковы причины образования галактик из ионизированного газа? Почему наблюдается асимметрия вещества и антивещества?

Самой большой проблемой остается состояние сингулярности, введение которого требуется уравнениями общей теории относительности А. Эйнштейна.

Космологическая сингулярность — состояние Вселенной в начальный момент Большого Взрыва, характеризующееся бесконечной плотностью и температурой вещества. Космологическая сингулярность является одним из примеров гравитационных сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности (ОТО) и некоторыми другими теориями гравитации.

Немного другая трактовка:

• Самая ранняя эпоха, о которой существуют какие-либо теоретические предположения, это планковское время (10 −43 с после Большого взрыва). В это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий. По современным представлениям, эта эпоха квантовой космологии продолжалась до времени порядка 10 −11 с после Большого взрыва.[⇨]

• Следующая эпоха характеризуется рождением первоначальных частиц кварков и разделением видов взаимодействий. Эта эпоха продолжалась до времён порядка 10 −2 с после Большого взрыва. В настоящее время уже существуют возможности достаточно подробного физического описания процессов этого периода.

• Современная эпоха стандартной космологии началась через 0,01 секунды после Большого взрыва и продолжается до сих пор. В этот период образовались ядра первичных элементов, возникли звёзды, Галактики, Солнечная система.

Важной вехой в истории развития Вселенной в эту эпоху считается эра рекомбинации, когда материя расширяющейся Вселенной стала прозрачной для излучения. По современным представлениям это произошло через 380 тыс. лет после Большого взрыва. В настоящее время это излучение мы можем наблюдать в виде реликтового фона, что является важнейшим экспериментальным подтверждением существующих моделей Вселенной.

Источник

Эры существования Вселенной (Шкала времени Вселенной)

8 основных этапов жизни нашей вселенной — от образования вселенной в ходе Большого взрыва и до её полного угасания в ходе так называемой Эры Темноты

Большой взрыв!

Начало времен. Вселенная появляется из сверхплотной и сверхгорячей точки (сингулярности) и начинает быстро расширятся во все стороны пространства. При этом Большой взрыв не уникален и возможно существование других Вселенных, рожденных в результате своего большого взрыва.

Большой взрыв в представлении художника. Как это выглядело на самом деле (и даже было ли все именно так), мы, как вы понимаете, на самом деле не знаем

Эра инфляции.

Началом времени 10 -44 с является планковское время, являющееся квантовой единицей времени и время не может быть разделено на промежутки меньшие данного (при современных законах).

При времени 10 -37 с неимоверно горячая и плотная Вселенная начинает многократно расширяться с громадным ускорением. В этот момент начинают образовываться едва уловимые флуктуации плотности вещества, которые в дальнейшем станут зародышами галактик, скоплений галактик.

Инфляционная стадия завершается при времени 10 -32 с, после чего расширение продолжилось с гораздо меньшей скоростью.

Эра господства излучения.

Эра господства излучения длится около 10000 лет. На начальном этапе во Вселенной практически ничего нет, кроме однородного и очень сильного электромагнитного излучения. Сложное взаимодействие частиц привело к небольшому перевесу обычного вещества над антивеществом.

Антивещество затем почти полностью проаннигилировало с веществом, а остаток вещества стал материалом для всех ныне наблюдаемых объектов Вселенной. В течение первых минут жизни Вселенной в ней произошло образование ядер атомов легких элементов – водорода, дейтерия, гелия и лития. Как только энергия ослабевающего излучения стала меньше энергии материи, окончилась радиационная эра.

Эра рекомбинации.

Началу звездной эры предшествовало то, что в возрасте 300000 лет Вселенная стала достаточно холодной для образования атомов водорода (т.е началась эра рекомбинации).

В это время Вселенная становится прозрачной для собственного излучения (до этого излучение непрерывно взаимодействовало с частицами вещества). Это излучение сейчас мы и наблюдаем в виде реликтового (фонового микроволнового) излучения.

В эпоху рекомбинации флуктуация плотности вещества стала разрастаться, так как этому не стало препятствовать излучение, и начали формироваться звезды и галактики.

Рождение звезды – материя в центре пылевого облака уплотняется до тех пор, пока сила гравитации не станет такой большой, что запустится самопроизвольная термоядерная ядерная реакция

Звездная эра (идет в настоящий момент времени).

Большая часть энергии в эту эру генерируется в недрах звезд путем термоядерных реакций. Мы живем примерно в середине этой эры, когда звезды активно формируются, живут и умирают.

Первое поколение звезд образовалось в первые миллионы жизни Вселенной, а первые галактики в первые миллиарды лет. В последующие несколько миллиардов лет они сгруппировались в скопления, сверхскопления и более крупные структуры. Возраст нашей Галактики 13,7 млрд.лет, а Солнечной системы 4,9 млрд. лет.

В больших масштабах происходит столкновение галактик, которое не оказывает серьезного влияния на находящиеся в них звезды и планеты.

Примерно через 6 млрд.лет наша Галактика встретится с М31 и сольются либо сразу, либо разойдутся чтобы опять в конце концов соединиться. Подобная участь ожидает многие галактики, образуя в будущем огромные аморфные галактикоподобные системы, что уже наблюдается в некоторых богатых скоплениях. Ближе к концу звездной эры ключевую роль начнут играть красные карлики с массой в половину солнечной, яркость которых будет возрастать. Они будут светиться несколько триллионов лет.

А звезды с массой менее 0,08 солнечной, в которых в ядре вообще не возникает термоядерная реакция, будут находиться на главной последовательности порядка 10 -50 триллионов лет.

Приблизительно через это время может исчерпаться межзвездный газ – водород и процесс звездообразования навсегда прекратиться. Эра закончится, когда во Вселенной не останется светящихся звезд, когда выгорят последние красные карлики, когда возраст Вселенной будет 100 трлн. лет.

Эра вырождения.

Большая часть объектов вселенной к этому времени по окончанию звездной эволюции превратится в вырожденные объекты: белые и коричневые карлики, нейтронные звезды.

Вселенная станет темной и холодной с температурой в долю градуса выше абсолютного нуля. Галактики будут постепенно менять свою структуру из за меняющихся случайно орбит тухнущих звезд, потерявших свои планеты, которые как и звезды отправятся в свободное межгалактическое пространство.

Небольшое количество массивных звезд, не способных покинуть галактику, будут поглощаться центральными галактическими черными дырами. Иногда, во время столкновения коричневых карликов с образованием красного карлика, на небе будет вспыхивать свет. Но в целом во всей галактике света будет меньше, чем сейчас излучает одно только Солнце.

Помимо этого, раз в триллион лет галактику будет потрясать взрыв сверхновой, происходящий при столкновении двух белых карликов. Полученное от взрыва ядро может зажечь внутри термоядерную реакцию в зависимости от оставшейся массы. Но в галактике за счет гравитационного излучения энергия звездами будет теряться.

Темное вещество, содержащееся в Гало галактики будет поглощено белыми карликами и аннигилировано и это будет в данный момент времени основной источник энергии в галактике. Дальнейшее – это действие черных дыр, втягивающих и поглощающих сперва звезды в масштабах галактики, а затем и в масштабах скоплений. И закончится эра распадом протонов, время жизни которых 10 37 лет.

Как и в случае с Большим взрывом, как выглядят «черные дыры» мы не знаем. Да и знать не можем – ведь черные дыры не выпускают даже свет, соответственно видеть их… мы не можем в принципе!

Эра черных дыр.

Единственными объектами во Вселенной остались черные дыры. Но они не вечны и испаряются, излучая с поверхности очень малую энергию в виде фотонов и элементарных частиц. Скорость излучения зависит от кривизны поверхности, т.е от размера и массы черной дыры.

Излучение для черной дыры с массой Солнца крайне мало и со временем ускоряется и заканчивается вспышкой гамма-излучения. Такая черная дыра имеет поверхностную температуру порядка 10 -7 К и сможет просуществовать 10 65 лет. Черная дыра с массой крупной галактики имеет поверхностную температуру порядка 10 -18 К и для испарения требуется 10 98 -10 100 лет.

Эра темноты

Во Вселенной осталось лишь немного вещества: фотоны с очень большим красным смещением, небольшое количество нейтрино, электроны и позитроны на очень больших расстояниях друг от друга и если встретятся, то аннигилируют в фотоны очень больших энергий, которые затем в результате расширения вселенной будут увеличивать длину волны и становиться менее энергетичными.

из статьи Фреда Адамс и Грэгори Лафлин “Будущее Вселенной”

Источник

ЭТАПЫ ВОЗНИКНОВЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ

1. Сингулярное состояние

2. Квантовый переход в конечномерное состояние

3. Инфляция – самопроизвольное «раздувание»

4. Смесь вещесва и и антивещества.

5. Аннигиляция вещества и антивещества и возникновение реликтового излучения

6. Образование ядер (в основном водорода и дейтерия)

7. Образование атомов водорода и дейтерия

8. Формирование галактик и звезд

9. Возникновение все новых звезд и их развитие вплоть до коллапса.

Раздувание Вселенной

Авторы: Научно-исследовательская группа WMAP, НАСА

Перевод: Д.Ю.Цветков

Пояснение: В настоящее время Вселенная постепенно расширяется. Но ее начальное расширение было почти невозможно быстрым — вероятно, она выросла из флуктуаций квантовых масштабов за одну триллионную секунды. Этот космологический сценарий, известный как теория инфляции, теперь подтверждается результатами анализа данных, полученных за три года космическим аппаратом WMAP. Приборы на борту WMAP регистрируют космическое реликтовое излучение — послесвечение, дошедшее до нас из ранней Вселенной. Удивительные успехи WMAP в изучении первой триллионной доли секунды и выборе наиболее вероятного сценария инфляции обусловлены его способностью осуществлять беспрецедентно точные измерения свойств реликтового излучения. Эти едва уловимые свойства объясняются условиями в ранней Вселенной и связаны с первыми моментами ее существования. Показанная здесь диаграмма схематически изображает всю историю Вселенной, продолжавшуюся 13.7 миллиардов лет (плюс одна триллионная секунды . ) от квантовых масштабов до формирования звезд, галактик, планет и самого аппарата WMAP.

БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ

первые мгновения вселенной. Что­бы воссоздать историю Вселенной, особенно в самые первые ее мгнове­ния, астрономы прибегли к физике эле­ментарных частиц. Эта область науки изучает основные составляющие материи, не только протоны, нейтроны и электроны, но и частицы с более «экзотическими» на­званиями, такие, как мезоны, бозоны, нейтрино и т. д., некоторые из них существуют лишь короткие мгновения внутри ускорителя частиц, в котором можно воссоздать, хотя бы ча­стично, условия, которые были в первоначальной Вселенной.

К несчастью, научные знания, которыми мы сегодня располагаем, не позволяют проник­нуть в то мгновение, когда произошел Большой взрыв, а также уловить ту долю секунды, которая была до «нуля». Законы физики не в состоянии обьяснить, что произошло в мо­мент между Большим взрывом и 10 -43 секунды (этот кратчайший период называется вре­менем Планка), как, впрочем, не в состоянии создать и теорию самого Большого взрыва. В мгновение 10 -43 с Вселенная была удивительно маленькой, горячей и плотной. В следу­ющую долю секунды она сильно переменилась: начала быстро расширяться из бесконеч­но малых размеров до размеров грейпфрута. Из-за столь быстрого расширения, извест­ного как «вздутие» (см. с. 1 88), Вселенная начала выделять в совокупности энергию и эле­ментарные частицы, такие, как кварки и антикварки.

До того момента, когда Вселенная прожила десятитысячную долю секунды, из кварков шел процесс образования протонов и нейтронов — частиц, из которых состоят ядра атомов.

ПОСЛЕ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА. Через секунду после Большого взрыва температура снизи­лась до 10 млрд. градусов; во Вселенной преобладали излучение и такие легкие частицы, как электроны и их античастицы, позитроны. Антиматерия похожа на обычную материю с той только разницей, что частицы антиматерии имеют противоположный частицам обыч­ной материи заряд, когда они встречаются, они тут же взаимоуничтожаются (это явление называется аннигиляцией), выделяя энергию. Это происходит и с парой электрон — пози­трон, которые аннигилируют, образуя два гамма-кванта. Тем не менее после этой фазы должен образоваться избыток материи по сравнению с антиматерией, потому что все, что мы сегодня наблюдаем во Вселенной, состоит из материи, а антиматерия отсутствует. Чуть больше, чем через минуту после Большого взрыва протоны и нейтроны начали со­единяться между собой, образуя ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтро­нов. Большая часть ядер гелия, существующих на сегодняшний день во Вселенной, обра­зовалась в первую четверть часа после первоначального взрыва.

В последующие 300 000 лет значительных изменений не происходило. Значительное из­менение произошло, когда Вселенная, расширившись, остыла до температуры 3300 °С. С этого момента электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия, образуя пер­вые атомы. То есть произошло своего рода рассредоточение космического облака, и впервые Вселенная стала прозрачна для света.

Остальное — «новейшая» история. В следующие миллионы лет материи стало прибав­ляться из-за силы притяжения, и приблизительно через миллиард лет после Большого взрыва начали образовываться первые звезды и первые галактики, которые сегодня, че­рез 12—14 млрд. лет после Большого взрыва, мы наблюдаем как эволюционирующие объекты.

ТЕОРИИ, АЛЬТЕРНАТИВНЫЕ ТЕОРИИ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА. Кроме теории Большого взрыва, развивались и другие космологические модели, объясняющие происхождение Вселенной. Наиболее известная из них — теория Стационарной Вселенной, предложенная в 1948 году Германом Бонди, Томасом Голдом и Фредом Хойлом, согласно которой галактики удаляются друг от друга по закону Хаббла, но пространство между двумя галактиками ос­тается в среднем таким же, так что в целом Вселенная неподвижна. Эта теория предпола­гает, что в искривленных пространствах, оставшихся от галактик, образуется такое бес­конечное количество новых, чтобы поддерживать в стационарном состоянии галактиче­скую популяцию. Согласно так называемому совершенному космологическому принципу Вселенная в среднем однородна как в пространстве, так и во времени и не развивалась из «нулевой» точки.

Такой процесс бесконечного образования материи несовместим с современными закона­ми физики, хотя ритм предположительного образования столь незначительный, что его тру­дно воссоздать в лабораторных условиях. На количественном уровне возникает вопрос по­явления из ничего атома водорода 8 каждом кубическом дециметре раз в миллиард лет. Наблюдая за Вселенной на микроволновом уровне, было открыто, что во все стороны идет достаточно однородное излучение, известное как радиационный космический фон. Космоло­ги объясняют его как эхо Большого взрыва, но для этого еще нужны основательные доказа­тельства.

ОТКРЫТИЯ.В 1948 году американский физик русского происхождения Джордж Гамов и его молодые коллеги Ральф Эльфер и Роберт Гер­ман выдвинули теорию, что Вселенная возник­ла 10—20 млрд. лет назад при очень высоких температуре и плотности, как и предполагает теория Большого взрыва, тогда расширение должно охладить излучение до 5 градусов выше абсолютного нуля (-273,15 °С), а его спектр будет выглядеть как спектр «черного тела», то есть аналогично излучению люоого тела, нахо­дящегося в полном термическом равновесии пои данной температуре. при данной температуре.

Любопытно, что это излучение было открыто совершенно случайно в 1964 году, о чем на следующий год сообщили Арно Пензиас и Роберт Вильсон, работавшие в американской «Белл телефон лабораторис». Ученые вели работу с помощью антенны, построенной для связи с телекоммуникационными спутниками «Эко», когда неожиданно обнаружили фо­новый электрический шум, который непрерывно испускался во всех направлениях. Пона­чалу они подумали, что это помехи, наведенные близко расположенным передатчиком. Но проверка окрестных территорий не обнаружила ни одного источника микроволново­го излучения. Исследователи пришли к заключению, что причина шума в излучении, ви­димо, равномерно поступающем из космоса, а точнее — из далеких недр Вселенной от источника с реальной температурой около 3,5 °К , а длина волны составляет 7 ел. Тем­пература была выше теоретически ожидаемой, и поэтому исследователи не торопились с обнародованием своего открытия.

За открытие фонового космического излучения Пензиас и Вильсон получили в 1978 го­ду Нобелевскую премию в области физики вместе с группой астрономов Принстонского университета — Диком, Пибблзом, Роллом и Уилкинсом, которые в том же 1964 году за­нимались радиоастрономическими исследованиями, как раз пытаясь обнаружить излуче­ние.

ПРОИСХОЖДЕНИЕ ФОНОВОГО КОСМИЧЕСКОГОИЗЛУЧЕНИЯ. Согласно теории Большого взрыва, когда температура первородной Вселенной опускается примерно до

Длина волны испущенного из­лучения сдвигается к красному с расширением Вселенной, по­ка не достигает диапазона мик­роволн. Поэтому температура излучения черного тела, обрат­но пропорциональная длине волны, уменьшается по дости­жении примерно 3 °К. Слабая вспышка излучения, на­блюдаемая сегодня, — это ин­формация о давно прошедших событиях, потому что свет из галактики вышел очень давно, когда возраст Вселенной со­ставлял 300 или 500 тысяч лет, а плотность была 1000 атомов на см 3 .

ХАРАКТЕРИСТИКИ. Пензиас И Вильсон открыли, что интенсив­ность излучения одинакова во всех направлениях с погрешно­стью в 3%. Такая однородность была присуща и первородной Вселенной. Одна ко нам известно, что Вселенная неоднородна: есть галактики и скопления галактик, расположенные вокруг огромных пустых «сфер».

Неоднородность Вселенной, наступившая по прс ва, должна наложить отпечаток и на фоновое излучение.

Поэтому, чтобы обнаружить действительную деформацию, самое главное — с особой точ­ностью измерить спектр этого излучения. Что­бы избежать искажения приходящей на землю волны сантиметрового диапазона, вносимого поглощением и испусканием излучения моле­кулами земной атмосферы, 18 ноября 1989 года НАСА запустило спутник «Кобе» [Cosmic microwave Background Explorer). Уже через 9 мин после запуска были получе­ны прекрасный спектр черного тела, никогда раньше не наблюдавшегося в природе, и еще одно подтверждение теории Большого взры­ва, потому что только в столь особых услови­ях космическое излучение может «преданно» следовать закону излучения черного тела. По­лученная погрешность составила 0,005%. Еще более интересное открытие было сдела­но в 1 992 году, когда на «Кобе» был помещен детектор. Наблюдались небольшие колебания по отношению к среднему излучению, равные почти сотой доле, которые соответствуют бо­лее горящей зоне. Обнаруженные колебания температуры составили порядка 0,000030° при средней температуре 2,73 °К. Согласно утверждениям космологов, такие флуктуации возникают во Вселенной из-за неоднородно­сти, приводящей впоследствии к образованию галактик. Для ее изучения разрабатываются и реализуются различные

задачи для спутников.

На трех рисунках изображены интенсивности излучения различных длин волн в зависимости от направления. Результаты получены спутником «Кобе».

Расширение Вселенной

На сегодняшний день теория Большого взрыва многие проблемы оставляет без ответа. Похоже, что первородная Вселенная могла «передать» информацию относительно интен­сивности фонового космического излучения, достигнув своего рода равновесия в каждой своей части. Время передачи такой информации в каждый уголок Вселенной, переносясь со скоростью сеета (максимально возможная в природе скорость), превышает возраст самой Вселенной. Здесь имеется явное противоречие.

А вот второй вопрос относится к средней плотности материи во Вселенной. И действи­тельно, по общей теории относительности предполагается, что, если плот­ность оказывается ниже определенного критического значения, Вселенная обречена но расширение, даже если процесс будет сдерживаться гравитационной силой, она только замедлит процесс увеличения ее размеров. Если плотность окажется выше критического значения, Вселенная подойдет к Большому сжатию гигантскому финальному коллапсу. Имеются данные, говорящие о том, что плотность современной Вселенной очень близка к критическому значению. Но существует ряд теорий, утверждающих, что небольшое начальное отклонение от этого значения впоследствии увеличивается, и сего­дня его легко наблюдать. Для подтверждения полученных на сегодняшний день сведений следует предположить, что изначальная плотность отклоняется от критической на 1 О» 60 , то есть крайне незначительно.

«ВЗДУТИЕ». Чтобы объяснить эту непоследовательность, физик-теоретик Алан Гут в начале 1980-х годов предложил так называемую теорию расширения Вселенной «вздутием*(inflation). Ha ее основе бы­ло выдвинута гипотеза, что у Вселенной вскоре после ро­ждения был кратчайший пе­риод, в который расширение в отличие от сегодняшнего темпа шло гораздо быстрее: размеры Вселенной увеличи­вались экспоненциально. Процесс «вздутия», согласно Гуту, начался приблизитель­но на 10

34 секунде после Большого взрыва и продол­жался до 10″ 37 секунды, удва­ивая размеры Вселенной ка­ждые 10

34 с. В этот кратчай­ший отрезок времени Все­ленная увеличила свои раз­меры примерно в 10 30 раз. Это быстрое расширение привело к мгновенному «растягиванию» и неодно­родности структуры ново­рожденной Вселенной. Поэ­тому возможно, что до фа­зы «вздутия» фотоны пере­секали Вселенную из конца в конец, поддерживая ее однородность. Это могло бы объяснить, почему фоно­вое космическое излучение оказывается столь однород­ным. В результате «вздутия» плотность Вселенной могла бы достичь критического значения.

СХЕМА РАЗВИТИЯ ВСЕЛЕННОЙ

СТОЛКНОВЕНИЯ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ ИМИТИРУЮТ ПОВЕДЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ НА ЭТАПЕ СОСУЩЕСТВОВАНИЯ МАТЕРИИ И АНТИМАТЕРИИ

Эволюция Вселенной

Авторы: А. Кудлики ( Астрономический центр им. Н. Коперника ),
Ж. Еврард ( Мичиганский университет ) и др.,
Консорциум Вирго

Перевод: Козырева А.В.

Пояснение: Прокрутите картинку вправо (можно сделать это и дома). Вы увидите, как эволюционирует Вселенная. На сегодняшней картинке изображена эволюция целой Вселенной (. ), смоделированная с помощью компьютера. Далеко слева показано, как выглядела Вселенная вскоре после Большого Взрыва, спустя 10 миллиардов лет. Время на картинке течет слева направо, и видно, как Вселенная из первоначально однородной превращается во все более клочковатую. Вершина далеко справа — момент, в который мы живем. Самую большую часть Вселенной, которую мы можем наблюдать, показана справа от этой вершины. Эта искусственная Вселенная, которую ученые называют Хаббловским объемом, была смоделирована специально, чтобы показать, что человечество может увидеть, если будет использовать для наблюдений очень мощные телескопы. Сравнивая различные компьютерные расчеты с реальными наблюдениями, мы можем более точно судить о том, в какой Вселенной мы живем.

Источник