Расширение Вселенной — различия между версиями
(Новая страница: «В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых наше...») |
|||
| Строка 1: | Строка 1: | ||
| − | В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие [[Большим Взрывом ]]. Расширение нашей Вселенной часто сравнивают с надуванием воздушного шара. | + | [[Файл:Vselennaya.jpg|thumb|right]]В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие [[Большим Взрывом ]]. Расширение нашей Вселенной часто сравнивают с надуванием воздушного шара. |
Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. | Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. | ||
В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии [[космологическое красное смещение]]), пришел к выводу, что скорость увеличения расстояния между галактиками, подчиняется простой закономерности: скорость удаления галактики прямо пропорциональна его расстоянию от наблюдателя. Следовательно, чем дальше от нас галактика, тем выше ее скорость удаления. [[Закон Хаббла]] указывает: начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Это предположение противоречит СТО, однако, если две частицы движутся со скоростью близкой к скорости света, относительно наблюдателя, то скорость сближения этих частиц будет больше скрости света. Таким образом, в законе Хаббла речь идет о скорости удаления, вызванного расширение самого пространства, а не движением в пространстве. | В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии [[космологическое красное смещение]]), пришел к выводу, что скорость увеличения расстояния между галактиками, подчиняется простой закономерности: скорость удаления галактики прямо пропорциональна его расстоянию от наблюдателя. Следовательно, чем дальше от нас галактика, тем выше ее скорость удаления. [[Закон Хаббла]] указывает: начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Это предположение противоречит СТО, однако, если две частицы движутся со скоростью близкой к скорости света, относительно наблюдателя, то скорость сближения этих частиц будет больше скрости света. Таким образом, в законе Хаббла речь идет о скорости удаления, вызванного расширение самого пространства, а не движением в пространстве. | ||
| − | + | [[Файл:Sostav.jpg|thumb|right]] | |
Бурные дискуссии среди космологов шли о судьбе Вселенной т.е будет ли Вселенная постоянно расширяться с постепенным замедлением или расширение уступит место сжатию, которое будет продолжаться до первоначальной точки. Для изучения этих проблем удобными инструментами оказались [[сверхновые звезды типа Ia]] и открытое в 1965 году [[реликтовое излучение]]. Результат оказался ошеломляющим. Во-первых, была оценена масса Вселенной: исследования, проведенные приборами спутника WMAP показали, что только 4 процента массы Вселенной приходтся на барионную темную материю, 23 процента - небарионная [[темная материя]]. Во-вторых, в состав Вселенной входит [[темная энергия]] - 73 процента. | Бурные дискуссии среди космологов шли о судьбе Вселенной т.е будет ли Вселенная постоянно расширяться с постепенным замедлением или расширение уступит место сжатию, которое будет продолжаться до первоначальной точки. Для изучения этих проблем удобными инструментами оказались [[сверхновые звезды типа Ia]] и открытое в 1965 году [[реликтовое излучение]]. Результат оказался ошеломляющим. Во-первых, была оценена масса Вселенной: исследования, проведенные приборами спутника WMAP показали, что только 4 процента массы Вселенной приходтся на барионную темную материю, 23 процента - небарионная [[темная материя]]. Во-вторых, в состав Вселенной входит [[темная энергия]] - 73 процента. | ||
| + | [[Файл:Tm.jpg|thumb|left]] | ||
| − | Нобелевскую премию за открытие темной энергии и ускоряющегося расширения Вселенной в 2011 году присудили Солу Перлмуттеру, Адаму Риссу и Брайну Шмидту. Для объяснения природы темной энергии космологи предлагают две гипотезы: либо о космологической постоянной в общей теории относительности Эйнштейна, либо о квинтэссенции. Можно сделать вывод, будущее Вселенной зависит от характера темной энергии. Однако в ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее-а может быть, и повлиять на него. | + | Нобелевскую премию за открытие темной энергии и ускоряющегося расширения Вселенной в 2011 году присудили Солу Перлмуттеру, Адаму Риссу и Брайну Шмидту. Для объяснения природы темной энергии космологи предлагают две гипотезы: либо о космологической постоянной в общей теории относительности Эйнштейна, либо о квинтэссенции. Можно сделать вывод, будущее Вселенной зависит от характера темной энергии. Однако в ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее - а может быть, и повлиять на него. |
Версия 00:22, 4 января 2012
В 1920-х годах петербургский математик Александр Александрович Фридман в числе первых нашел решения общей теории относительности для всей Вселенной в целом. Анализируя полученные результаты и применяя их к новой теории Эйнштейна, профессор Фридман сделал сенсационное открытие, доказав нестационарность Вселенной. Решения Фридмана лежат в основе современной космологии. В 40-х Георгий Гамов предположил, что разбегание галактик началось с чудовищного взрыва. Это был не взрыв в пространстве, а взрыв всего пространства, который и дал начало Вселенной, Фред Хойл назвал это событие Большим Взрывом . Расширение нашей Вселенной часто сравнивают с надуванием воздушного шара.
Модель нестационарной Вселенной Фридмана казалась многим ученым нереальной, со временем решения ученого были не только признаны Эйнштейном, но и получили практическое подтверждение. В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble), после серии исследований спектров излучений, испускаемых далекими галактиками (впоследствии космологическое красное смещение), пришел к выводу, что скорость увеличения расстояния между галактиками, подчиняется простой закономерности: скорость удаления галактики прямо пропорциональна его расстоянию от наблюдателя. Следовательно, чем дальше от нас галактика, тем выше ее скорость удаления. Закон Хаббла указывает: начиная с некоторого расстояния, называемого хаббловским, галактики удаляются со сверхсветовой скоростью. Это предположение противоречит СТО, однако, если две частицы движутся со скоростью близкой к скорости света, относительно наблюдателя, то скорость сближения этих частиц будет больше скрости света. Таким образом, в законе Хаббла речь идет о скорости удаления, вызванного расширение самого пространства, а не движением в пространстве.
Бурные дискуссии среди космологов шли о судьбе Вселенной т.е будет ли Вселенная постоянно расширяться с постепенным замедлением или расширение уступит место сжатию, которое будет продолжаться до первоначальной точки. Для изучения этих проблем удобными инструментами оказались сверхновые звезды типа Ia и открытое в 1965 году реликтовое излучение. Результат оказался ошеломляющим. Во-первых, была оценена масса Вселенной: исследования, проведенные приборами спутника WMAP показали, что только 4 процента массы Вселенной приходтся на барионную темную материю, 23 процента - небарионная темная материя. Во-вторых, в состав Вселенной входит темная энергия - 73 процента.
Нобелевскую премию за открытие темной энергии и ускоряющегося расширения Вселенной в 2011 году присудили Солу Перлмуттеру, Адаму Риссу и Брайну Шмидту. Для объяснения природы темной энергии космологи предлагают две гипотезы: либо о космологической постоянной в общей теории относительности Эйнштейна, либо о квинтэссенции. Можно сделать вывод, будущее Вселенной зависит от характера темной энергии. Однако в ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее - а может быть, и повлиять на него.
