Размер Вселенной. Насколько она большая
Вселенная кажется безмерной. Но никто не может со стопроцентной уверенностью утверждать, что она бесконечная или единственная в своем роде.
Когда вы вглядываетесь в звездное небо, вы видите свет, который начал свое путешествие миллиарды лет назад. Его источник настолько далеко, что человеческий разум отказывается принимать существование столь больших расстояний.
Люди давно пытаются оценить масштаб Вселенной. Пока это не привело ни к чему конкретному. Хотя технологии не стоят на месте, и сегодня мы максимально близки к тому, чтобы узнать точный размер Вселенной.
Инфо! Происхождение русского слова «Вселенная» имеет старославянские корни. Основой стало древнегреческое слово, означающее «населяю». В этом случае прослеживается прямая связь с русским существительным «вселение». Буквально означает «обитаемая».
Сначала поговорим о форме
Теория относительности учит нас, что масса воздействует на пространство определенным образом. Последнее искривляется.
Форма Вселенной описывается с точки зрения плотности в виде отношения между фактическим параметром этой массы, заключенной в определенном объеме, и критическим.
От формы зависит размер Вселенной. Если разберемся с этим, то узнаем насколько она большая или бесконечная.
Обычно рассматривают 3 формы:
- плоская;
- положительная кривая;
- отрицательная кривая.
Если пространство обусловливается отрицательной кривизной, то Вселенная безгранична . Она будет всегда расширяться. Массы недостаточно.
Если пространство соотносится с положительной кривизной, то расширение останавливается в виду переизбытка массы. Здесь Вселенная уже не бесконечная, но у нее нет конца . Это связано с тем, что любая область сферы не является бесконечной, так как на ней нет точки, которую можно было бы признать концом.
Если пространство плоское, то массы достаточно для остановки расширения. Но на это потребуется бесконечное количество времени. В этом случае Вселенная не имеет границ , ее расширение действует до того времени (бесконечного), пока скорость этого явления не упадет до нуля.
Справка! Основная масса ученых верят, что Вселенная плоская. Но современная космология не позволяет точно определить параметр ее плотности. А это не дает возможность подтвердить гипотезу большинства.
Насколько все-таки велика Вселенная
Для того чтобы узнать размер Вселенной, современные ученые берут за основу свет, который излучают далекие галактики. В 2013 году представили подробную карту света в возрасте около 13,8 миллиарда лет. Были изучен космический микроволновый фон.
Во Вселенной везде присутствует микроволновое излучение, источником которого стал Большой взрыв.
Какие методы могут быть использованы для определения размера Вселенной
Расстояния в космосе измеряются по-разному. Находят применение определенные методы.
Что-то вроде сонара
Чтобы измерить расстояния до тех же планет Солнечной системы, используют радиоволны:
- передатчик отправляет сигнал;
- он достигает поверхности той или иной планеты;
- возвращается к источнику;
- время засекается, что и позволяет определить расстояние.
Измерение параллакса
Технология на основе радиоволн не может быть использована за пределами нашей Солнечной системы. Поэтому находит применение измерение параллакса.
Что это? Например, вытяните свою руку, и смотрите на нее одним глазом. Затем задействуйте другой глаз, а этот закройте. В результате ваша рука сместится в бок. Это явление и называется параллаксом.
В космосе вместо глаз человека используют специальные телескопы. Если известна разница между 2 наблюдениями, то можно вычислить расстояние до конкретного объекта.
Вывод
Современные методы измерения пространства не дают возможность узнать даже приблизительный размер Вселенной. Еще требуется многое познать. Возможно, границы окружающей нас бездны настолько далеки, что свет от них еще не дошел до нас.
Взгляд на Вселенную ограничивается не пространством, а временем. Никто не может утверждать, что Вселенная безграничная или единственная. Может есть и еще что-то Там.
Источник
Как измеряют размеры Вселенной
Масштабы космоса сложно представить и еще сложнее — точно определить. Но благодаря гениальным догадками физиков, мы думаем, что хорошо представляем, насколько велик космос. «Давайте прогуляемся по Вселенной», — такое приглашение сделал американский астроном Харлоу Шепли перед аудиторией в Вашингтоне, округ Колумбия, в 1920 году. Он принимал участие в так называемой Большой Дискуссии, посвященной масштабам Вселенной, вместе с коллегой Хибером Кертисом.
Шепли полагал, что наша галактика Млечный Путь была 300 000 световых лет в поперечнике. Это в три раза больше, чем думают сейчас, но для того времени измерения были вполне неплохие. В частности, он рассчитал в целом правильные пропорциональные расстояния в пределах Млечного Пути — положение нашего Солнца относительно центра галактики, к примеру.
В начале 20 века, впрочем, 300 000 световых лет казались многим современникам Шепли каким-то абсурдно большим числом. А мысль о том, что другие спиральные галактики вроде Млечного Пути — которые были видны в телескопы — были такими же большими, вообще не принимали всерьез.
Да и сам Шепли считал, что Млечный Путь должен быть особенным. «Даже если спирали представлены звездами, они не сравнимы по размеру с нашей звездной системой», говорил он своим слушателям.
Кертис не согласился. Он думал, и это было правильно, что во Вселенной было много других галактик, разбросанных подобно нашей. Но его отправной точкой было допущение, что Млечный Путь был намного меньше, чем подсчитал Шепли. По расчетам Кертиса, Млечный Путь был всего 30 000 световых лет в диаметре — или в три раза меньше, чем показывают современные расчеты.
В три раза больше, в три раза меньше — речь идет о таких огромных расстояниях, что вполне понятно, что астрономы, размышлявшие на эту тему сто лет назад, могли так ошибаться.
Сегодня мы достаточно уверены, что Млечный Путь где-то между 100 000 и 150 000 световым годами в поперечнике. Наблюдаемая Вселенная, конечно, намнооооооого больше. Полагают, что ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет. Но с чего такая уверенность? Как вообще можно измерить что-то такое с Земли?
С тех пор, как Коперник заявил, что Земля не является центром Солнечной системы, мы всегда с трудом переписывали наши представления о том, чем является Вселенной — и особенно насколько большой она может быть. Даже сегодня, как мы увидим, мы собираем новые свидетельства касательно того, что целая Вселенная может быть гораздо больше, чем мы думали недавно.
Кейтлин Кейси, астроном из Университета штата Техас в Остине, изучает Вселенную. Она говорит, что астрономы разработали набор хитроумных инструментов и систем измерения, чтобы подсчитать не только расстояние от Земли до других тел в нашей Солнечной системе, но и пропасти между галактиками и даже до самого конца наблюдаемой Вселенной.
Шаги к измерению всего этого проходят через шкалу расстояний в астрономии. Первая ступень этой шкалы довольно проста и в наши дни полагается на современные технологии.
«Мы можем просто отразить радиоволны от ближайших планет в Солнечной системе, вроде Венеры и Марса, и измерить время, которое понадобится этим волнам, чтоб вернуться на Землю, — говорит Кейси. — Измерения, таким образом, будут очень точными».
Большие радиотелескопы вроде Аресибо в Пуэрто-Рико могут делать эту работу — но они также способны на большее. Аресибо, например, может обнаруживать астероиды, летающие вокруг нашей Солнечной системы и даже создавать их изображения, в зависимости от того, как радиоволны отражаются от поверхности астероида.
Но использовать радиоволны для измерения расстояний за пределами нашей Солнечной системы непрактично. Следующая ступень в этой космической шкале — это измерение параллакса. Мы делаем это постоянно, даже не осознавая. Люди, как и многие животные, интуитивно понимают расстояние между собой и объектами, благодаря тому, что у нас есть два глаза.
Если вы держите объект перед собой — руку, например — и смотрите на него одним открытым глазом, а затем переключаетесь на другой глаз, вы видите, как ваша рука слегка сдвигается. Это называется параллаксом. Разницу между этими двумя наблюдениями можно использовать для определения расстояния до объекта.
Наш мозг делает это естественным образом с информацией из обоих глаз, и астрономы делают то же самое с ближайшими звездами, только используют другие органы чувств: телескопы.
Представьте, что в космосе плавает два глаза, по обе стороны от нашего Солнца. Благодаря орбите Земли, у нас имеются эти глаза, и мы можем наблюдать смещение звезд относительно объектов на фоне, используя этот метод.
«Мы измеряем положение звезд в небе, скажем, в январе, а потом ждем шесть месяцев и измеряем положение тех же звезд в июле, когда оказываемся по другую сторону Солнца», говорит Кейси.
Тем не менее есть порог, за которым объекты уже так далеки — около 100 световых лет — что наблюдаемое смещение слишком малое, чтобы обеспечить полезный расчет. На этом расстоянии мы все еще будем далеки от края нашей собственной галактики.
Следующий шаг — установка по главной последовательности. Он опирается на наше знание того, как звезды определенного размера — известные как звезды главной последовательности — развиваются с течением времени.
Во-первых, они меняют цвет, с возрастом становясь краснее. Точно измеряя их цвет и яркость, а после сравнивая это с тем, что известно о расстоянии до звезд главной последовательности, которые измеряются методом тригонометрического параллакса, мы можем оценить положение этих, более далеких звезд.
Принцип, который лежит в основе этих вычислений, заключается в том, что звезды одной массы и возраста будут казаться нам одинаково яркими, если бы находились на одном расстоянии от нас. Но поскольку зачастую это не так, мы можем использовать разницу в измерениях, чтобы выяснить, как далеки они на самом деле.
Звезды главной последовательности, которые используются для этого анализа, считаются одним из типов «стандартных свечей» — тел, величину которых (или яркость) мы можем посчитать математически. Эти свечи разбросаны по всему космосу и предсказуемо освещают Вселенную. Но звезды главной последовательности не единственные примеры.
Это понимание того, как яркость связана с расстоянием, позволяет нам понимать расстояния до еще более далеких объектов — вроде звезд в других галактиках. Подход как с основной последовательностью уже не будет работать, потому что свет этих звезд — которые в миллионах световых лет от нас, если не больше — трудно точно проанализировать.
Но в 1908 году ученый по имени Генриетта Суон Ливитт из Гарварда осуществила фантастическое открытие, которое помогло нам измерить и эти колоссальные расстояния. Суон Ливитт поняла, что существует особый класс звезд — цефеиды.
«Она заметила, что определенный тип звезды меняет свою яркость с течением временем, и это изменение яркости, в пульсации этих звезд, напрямую связано с тем, насколько они яркие по своей природе», говорит Кейси.
Другими словами, более яркая звезда класса цефеид будет «пульсировать» медленнее (в течение многих дней), чем более тусклая цефеида. Поскольку астрономы могут весьма просто измерить пульс цефеиды, они могут сказать, насколько яркая звезда. Затем, наблюдая за тем, насколько яркой она кажется нам, они могут рассчитать расстояние до нее.
Этот принцип аналогичен подходу с главной последовательностью в том смысле, что ключевой является яркость. Однако важно то, что расстояние можно измерить различными способами. И чем больше способов измерения расстояний у нас есть, тем лучше мы можем понять истинный масштаб наших космических задворок.
Именно открытие таких звезд в нашей собственной галактике убедило Харлоу Шепли в ее большом размере.
В начале 1920-х годов Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в ближайшей к нам галактике Андромеды и заключил, что она всего в миллионе световых лет от нас.
Сегодня, по нашим лучшим оценкам, эта галактика в 2,54 миллиона световых лет от нас. Стало быть, Хаббл ошибался. Но это нисколько не умаляет его заслуг. Потому что мы до сих пор пытаемся рассчитать расстояние до Андромеды. 2,54 миллиона лет — это число, по сути, является результатом относительно недавних расчетов.
Даже сейчас масштаб Вселенной сложно представить. Мы можем его оценивать, и очень хорошо, но, по правде говоря, точно вычислить расстояния между галактиками очень трудно. Вселенная невероятно большая. И нашей галактикой не ограничена.
Хаббл также измерил яркость взрывающихся белых карликов — сверхновых типа 1А. Их можно увидеть в довольно далеких галактиках, за миллиарды световых лет от нас. Поскольку яркость эти вычислений можно рассчитать, мы можем определить, насколько они далеки, как мы это сделали с цефеидами. Сверхновые типа 1А и цефеиды — примеры того, что астрономы называют стандартными свечами.
Есть еще одна особенность Вселенной, которая может помочь нам измерить действительно большие расстояния. Это красное смещение.
Если сирена кареты скорой помощи или полицейского автомобиля когда-нибудь проносилась мимо вас, вы знакомы с эффектом Доплера. Когда скорая приближается, сирена звучит пронзительнее, а когда удаляется, сирена снова стихает.
То же самое происходит с волнами света, только в мелких масштабах. Мы можем зафиксировать это изменение, анализируя спектр света удаленных тел. В этом спектре будут темные линии, поскольку отдельные цвета поглощаются элементами в источнике света и вокруг него — поверхности звезд, например.
Чем дальше объекты от нас, тем дальше в сторону красного конца спектра будут смещаться эти линии. И это не только потому что объекты далеки от нас, а потому что они еще и удаляются от нас с течением времени, благодаря расширению Вселенной. И наблюдение красного смещения света далеких галактик, собственно, предоставляет нам доказательство того, что Вселенная действительно расширяется.
Картик Шет, ученый NASA, предлагает такую аналогию: разместить точки на поверхности воздушного шара — каждая из которых будет представлять галактику — и затем надуть шар. По мере расширения резины, расстояние между точками на поверхности увеличивается. «Пока Вселенная расширяется, каждая галактика удаляется от других. Обычно волна должна быть такой же частоты, на которой она была излучена, но теперь пространство-время само растянулось, поэтому волна стала казаться длиннее».
Чем быстрее галактика удаляется от нас, тем дальше она должна быть — и тем больше красного смещения мы сможем обнаружить в свете, получив его на Земле. Опять же, именно Эдвин Хаббл открыл пропорциональную связь между его цефеидами в далеких галактиках и тем, сколько света из этих галактик прошло через красное смещение.
А теперь ключ нашей головоломки. Самое сильное красное смещение света, которое мы можем обнаружить в наблюдаемой Вселенной, показывает, что свет шел к нам из галактик, которым 13,8 миллиарда лет.
Поскольку это самый старый свет, который мы обнаружили, он также позволяет нам измерить возраст самой Вселенной
Но в течение последних 13,8 миллиарда лет Вселенная постоянно расширялась — и поначалу делала это очень быстро. Принимая это во внимание, астрономы пришли к выводу, что галактики на краю наблюдаемой Вселенной, свет которых шел к нам 13,8 миллиарда лет, должны быть в 46,5 миллиардах световых лет от нас.
Это радиус наблюдаемой Вселенной. Умножьте его и получите диаметр: 93 миллиарда световых лет. Это число опирается на множество других измерений и научных изысканий, и это кульминация столетий работы. Но как говорит Кейси, оценка немного грубовата.
С одной стороны, учитывая сложность некоторых самых старых галактик, что мы можем обнаружить, непонятно, как они смогли образоваться так быстро после Большого Взрыва. Возможно, некоторые наши расчеты неправильны.
«Если одна из ступеней шкалы астрономических расстояний ошибается на 10%, тогда и другие ошибаются, поскольку они опираются друг на друга», говорит Кейси.
Все становится еще сложнее, когда мы пытаемся задумываться о Вселенной, которая лежит за пределами наблюдаемого. О «целой» Вселенной. В зависимости от того, какая теория больше вам по душе, целая Вселенная может быть конечна или бесконечна.
Недавно Мигран Варданян и его коллеги из Оксфордского университета в Великобритании проанализировали известные данные об объектах в наблюдаемой Вселенной, чтобы увидеть, что можно извлечь из этих знаний о форме целой Вселенной. Результаты привели к новым оценкам: целая Вселенная в 250 раз больше наблюдаемой.
Мы никогда не сможем увидеть эти далекие области. Но наблюдаемой Вселенной хватит большинству из нас. Для ученых вроде Кейси и Шета она бесконечно удивительна.
«Все, что мы узнали о Вселенной — о том, насколько она большая, насколько удивительны объекты в ней — мы сделали просто собрав эти фотоны света, которые прошли миллионы и миллионы световых лет, чтобы попасть в наши детекторы и камеры и умереть», говорит Шет.
«Это унизительно, — говорит Кейси. — Астрономия научила нас, что мы не в центре Вселенной, мы даже не в центре нашей Солнечной системы или галактики».
Однажды мы заберемся так далеко во Вселенную, что и представить трудно. Пока что мы можем только смотреть. Но и просто смотреть можно бесконечно далеко.
Найдены возможные дубликаты
Исследователи космоса
8.4K постов 37.4K подписчика
Правила сообщества
Какие тут могут быть правила, кроме правил установленных самим пикабу 🙂
Если честно не совсем в голове укладывается как галактики могут быть на расстоянии большем примерно в 4 раза чем существует вселенная. Скорость света конечна следовательно два раза я могу представить — один объект летит со скоростью света в одну сторону другой в противоположную. Звучит очень примитивно, пожалуйста поправьте если мои мысли ошибочны.
Как будто ты идёшь по эскалатору вверх, но сам эскалатор движется в другую сторону. И пройдёшь ты больший путь, чем по неподвижному эскалатору.
Само пространство может расширяться?
Скорее край) хочется надеяться, что ДА! иначе реально сложно про все это думать и голова заболит.
И как он выглядит?))
Чёрт, астрономия чертовски интересна, но абсолютно непонятна
ага, именно поэтому я занялся программированием)
Может как только что-либо достигает края, Вселенная расширяется, а когда область оказывается без объектов вселенский сборщик мусора уничтожает эту часть, поэтому вселенная всегда конечна, память выделяется по мере необходимости 🙂
В космосе нашли загадочное облако размером с галактику
Астрономы Университета Алабамы в Хантсвилле (США) обнаружили загадочное сиротское облако (англ. orphan cloud, OC) размером больше Млечного Пути, которое находится в межгалактическом пространстве. Оно состоит из горячего газа с температурой 10-10000 тысяч кельвинов и общей массой в 10 миллиардов Солнц, что делает его массивнее некоторых галактик. Об этом сообщается в статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Космическое облако находится на окраине галактического скопления Льва (A1367), содержащего 70 галактик и удаленного на расстояние 330 миллионов световых лет. Оно удалено от центра скопления на 800 килопарсек (2,6 миллиона световых лет).
Объект был обнаружен с помощью рентгеновского мультизеркального телескопа (XMM-Newton) Европейского космического агентства (ESA). Облако также наблюдалось с помощью телескопа VLT (Very Large Telescope) в Чили и японского телескопа «Субару». XMM получил рентгеновское изображение облака, а оптические изображения — в линии серии Бальмера атома водорода (темно-красный цвет) — VLT и «Субару». OC стало первым объектом такого рода, которое наблюдается как в рентгеновских, так и в оптических лучах.
По мнению ученых, облако возникло из межзвездного газа, которое было удалено из неизвестной родительской галактики в результате ударного давления. Это происходит, когда галактика летит со скоростью 1000-2000 километров в секунду (что в 50 раз превосходит скорость Земли вокруг Солнца), находясь в среде межгалактического горячего газа (ICM) в скоплении Льва. В OC происходит слабое звездообразование, а также ионизация неизвестной природы. Регион пика рентгеновского излучения не совпадает с центром оптического излучения и удален от него на 12 килопарсек (39 тысяч световых лет), что указывает на наличие многофазных процессов, связанных с медленным смешиванием оставшегося в облаке холодного газа с межгалактической средой.
Облако также обладает слабым магнитным полем с индуктивностью 6 микрогаусс, которое способно подавлять гидродинамическую нестабильность, возникающую при взаимодействии с межгалактической средой, и обеспечивает облаку долговечность. По оценкам, оно просуществовало сотни миллионов лет после удаления из родительской галактики, хотя обычно такие сиротские облака быстро смешиваются с ICM.
Источник