✖


Jump to content

Вселенная

Edit links
Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.
Страница полузащищена
Послушайте эту статью
Чтобы узнать о других значениях, см. Вселенная (значения) .

Вселенная
На изображении Hubble Ultra-Deep Field показаны некоторые из самых удаленных галактик, видимых с помощью современных технологий (диагональ составляет ~ 1/10 видимого Луны ). диаметра [1]
Возраст (в рамках модели ΛCDM ) 13,787 ± 0,020 миллиарда лет [2]
Диаметр Unknown.[3] Observable universe: 8.8×1026 m (28.5 Gpc or 93 Gly)[4]
Mass (ordinary matter)At least 1053 kg[5]
Average density (with energy)9.9×10−27 kg/m3[6]
Average temperature2.72548 K (−270.4 °C, −454.8 °F)[7]
Main contentsOrdinary (baryonic) matter (4.9%)
Dark matter (26.8%)
Dark energy (68.3%)[8]
ShapeFlat with 4‰ error margin[9]

Вселенная времени состоит пространства и из [а] и их содержание. [10] Оно включает в себя все существование , любое фундаментальное взаимодействие , физический процесс и физическую константу , и, следовательно, все формы энергии и материи , а также структуры, которые они образуют, от субатомных частиц до целых галактических нитей . Пространство и время, согласно преобладающей космологической теории Большого взрыва , возникли вместе 13,787 ± 0,020 миллиарда лет назад. [11] и с тех пор Вселенная расширяется . Сегодня Вселенная расширилась до возраста и размера, физически наблюдаемых только в некоторых частях, таких как наблюдаемая Вселенная , диаметр которой в настоящее время составляет примерно 93 миллиарда световых лет , в то время как пространственный размер всей Вселенной, если таковой имеется, составляет неизвестный. [3]

Некоторые из самых ранних космологических моделей Вселенной были разработаны древнегреческими и индийскими философами и были геоцентрическими , находилась Земля . в центре которых [12] [13] На протяжении веков более точные астрономические наблюдения привели Николая Коперника к разработке гелиоцентрической модели с Солнцем в центре Солнечной системы . Разрабатывая закон всемирного тяготения , Исаак Ньютон опирался на работы Коперника, а также на Иоганна Кеплера и законы движения планет наблюдения Тихо Браге .

Further observational improvements led to the realization that the Sun is one of a few hundred billion stars in the Milky Way, which is one of a few hundred billion galaxies in the observable universe. Many of the stars in a galaxy have planets. At the largest scale, galaxies are distributed uniformly and the same in all directions, meaning that the universe has neither an edge nor a center. At smaller scales, galaxies are distributed in clusters and superclusters which form immense filaments and voids in space, creating a vast foam-like structure.[14] Discoveries in the early 20th century have suggested that the universe had a beginning and has been expanding since then.[15]

According to the Big Bang theory, the energy and matter initially present have become less dense as the universe expanded. After an initial accelerated expansion called the inflationary epoch at around 10−32 seconds, and the separation of the four known fundamental forces, the universe gradually cooled and continued to expand, allowing the first subatomic particles and simple atoms to form. Giant clouds of hydrogen and helium were gradually drawn to the places where matter was most dense, forming the first galaxies, stars, and everything else seen today.

From studying the effects of gravity on both matter and light, it has been discovered that the universe contains much more matter than is accounted for by visible objects; stars, galaxies, nebulas and interstellar gas. This unseen matter is known as dark matter,[16] (dark means that there is a wide range of strong indirect evidence that it exists, but we have not yet detected it directly) having come into existence alongside the rest of the physical universe before gradually gathering into a foam-like structure of filaments and voids and allowing other forms of matter to form together into visible structures. The ΛCDM model is the most widely accepted model of the universe. It suggests that about 69.2%±1.2% of the mass and energy in the universe is dark energy which is responsible for the acceleration of the expansion of the universe, and about 25.8%±1.1% is dark matter.[17] Ordinary ('baryonic') matter is therefore only 4.84%±0.1% of the physical universe.[17] Stars, planets, and visible gas clouds only form about 6% of the ordinary matter.[18]

There are many competing hypotheses about the ultimate fate of the universe and about what, if anything, preceded the Big Bang, while other physicists and philosophers refuse to speculate, doubting that information about prior states will ever be accessible. Some physicists have suggested various multiverse hypotheses, in which the universe might be one among many.[3][19][20]

Part of a series on
Physical cosmology
Full-sky image derived from nine years' WMAP data
Early universe
Expansion · Future
Components · Structure
Experiments
Scientists
Subject history

Definition

Duration: 50 seconds.
Hubble Space Telescope – Ultra-Deep Field galaxies to Legacy field zoom out
(video 00:50; May 2, 2019)

The physical universe is defined as all of space and time[a] (collectively referred to as spacetime) and their contents.[10] Such contents comprise all of energy in its various forms, including electromagnetic radiation and matter, and therefore planets, moons, stars, galaxies, and the contents of intergalactic space.[21][22][23] The universe also includes the physical laws that influence energy and matter, such as conservation laws, classical mechanics, and relativity.[24]

The universe is often defined as "the totality of existence", or everything that exists, everything that has existed, and everything that will exist.[24] In fact, some philosophers and scientists support the inclusion of ideas and abstract concepts—such as mathematics and logic—in the definition of the universe.[26][27][28] The word universe may also refer to concepts such as the cosmos, the world, and nature.[29][30]

Etymology

The word universe derives from the Old French word univers, which in turn derives from the Latin word universus, meaning 'combined into one'.[31] The Latin word 'universum' was used by Cicero and later Latin authors in many of the same senses as the modern English word is used.[32]

Synonyms

A term for universe among the ancient Greek philosophers from Pythagoras onwards was τὸ πᾶν (tò pân) 'the all', defined as all matter and all space, and τὸ ὅλον (tò hólon) 'all things', which did not necessarily include the void.[33][34] Another synonym was ὁ κόσμος (ho kósmos) meaning 'the world, the cosmos'.[35] Synonyms are also found in Latin authors (totum, mundus, natura)[36] and survive in modern languages, e.g., the German words Das All, Weltall, and Natur for universe. The same synonyms are found in English, such as everything (as in the theory of everything), the cosmos (as in cosmology), the world (as in the many-worlds interpretation), and nature (as in natural laws or natural philosophy).[37]

Chronology and the Big Bang

Main articles: Big Bang and Chronology of the universe

The prevailing model for the evolution of the universe is the Big Bang theory.[38][39] The Big Bang model states that the earliest state of the universe was an extremely hot and dense one, and that the universe subsequently expanded and cooled. The model is based on general relativity and on simplifying assumptions such as the homogeneity and isotropy of space. A version of the model with a cosmological constant (Lambda) and cold dark matter, known as the Lambda-CDM model, is the simplest model that provides a reasonably good account of various observations about the universe. The Big Bang model accounts for observations such as the correlation of distance and redshift of galaxies, the ratio of the number of hydrogen to helium atoms, and the microwave radiation background.

In this schematic diagram, time passes from left to right, with the universe represented by a disk-shaped "slice" at any given time. Time and size are not to scale. To make the early stages visible, the time to the afterglow stage (really the first 0.003%) is stretched and the subsequent expansion (really by 1,100 times to the present) is largely suppressed.

The initial hot, dense state is called the Planck epoch, a brief period extending from time zero to one Planck time unit of approximately 10−43 seconds. During the Planck epoch, all types of matter and all types of energy were concentrated into a dense state, and gravity—currently the weakest by far of the four known forces—is believed to have been as strong as the other fundamental forces, and all the forces may have been unified. The physics controlling this very early period (including quantum gravity in the Planck epoch) is not understood, so we cannot say what, if anything, happened before time zero. Since the Planck epoch, the universe has been expanding to its present scale, with a very short but intense period of cosmic inflation speculated to have occurred within the first 10−32 seconds.[40] This initial period of inflation would explain why space appears to be very flat, and is uniform on scales much larger than light could otherwise travel since the start of the universe.

Within the first fraction of a second of the universe's existence, the four fundamental forces had separated. As the universe continued to cool from its inconceivably hot state, various types of subatomic particles were able to form in short periods of time known as the quark epoch, the hadron epoch, and the lepton epoch. Together, these epochs encompassed less than 10 seconds of time following the Big Bang. These elementary particles associated stably into ever larger combinations, including stable protons and neutrons, which then formed more complex atomic nuclei through nuclear fusion.[41][42]

This process, known as Big Bang nucleosynthesis, lasted for about 17 minutes and ended about 20 minutes after the Big Bang, so only the fastest and simplest reactions occurred. About 25% of the protons and all the neutrons in the universe, by mass, were converted to helium, with small amounts of deuterium (a form of hydrogen) and traces of lithium. Any other element was only formed in very tiny quantities. The other 75% of the protons remained unaffected, as hydrogen nuclei.[41][42]: 27–42 

After nucleosynthesis ended, the universe entered a period known as the photon epoch. During this period, the universe was still far too hot for matter to form neutral atoms, so it contained a hot, dense, foggy plasma of negatively charged electrons, neutral neutrinos and positive nuclei. After about 377,000 years, the universe had cooled enough that electrons and nuclei could form the first stable atoms. This is known as recombination for historical reasons; electrons and nuclei were combining for the first time. Unlike plasma, neutral atoms are transparent to many wavelengths of light, so for the first time the universe also became transparent. The photons released ("decoupled") when these atoms formed can still be seen today; they form the cosmic microwave background (CMB).[42]: 15–27 

As the universe expands, the energy density of electromagnetic radiation decreases more quickly than does that of matter because the energy of each photon decreases as it is cosmologically redshifted. At around 47,000 years, the energy density of matter became larger than that of photons and neutrinos, and began to dominate the large scale behavior of the universe. This marked the end of the radiation-dominated era and the start of the matter-dominated era.[43]: 390 

In the earliest stages of the universe, tiny fluctuations within the universe's density led to concentrations of dark matter gradually forming. Ordinary matter, attracted to these by gravity, formed large gas clouds and eventually, stars and galaxies, where the dark matter was most dense, and voids where it was least dense. After around 100–300 million years,[43]: 333  the first stars formed, known as Population III stars. These were probably very massive, luminous, non metallic and short-lived. They were responsible for the gradual reionization of the universe between about 200–500 million years and 1 billion years, and also for seeding the universe with elements heavier than helium, through stellar nucleosynthesis.[44]

The universe also contains a mysterious energy—possibly a scalar field—called dark energy, the density of which does not change over time. After about 9.8 billion years, the universe had expanded sufficiently so that the density of matter was less than the density of dark energy, marking the beginning of the present dark-energy-dominated era.[45] In this era, the expansion of the universe is accelerating due to dark energy.

Physical properties

Main articles: Observable universe, Age of the universe, and Metric expansion of space

Of the four fundamental interactions, gravitation is the dominant at astronomical length scales. Gravity's effects are cumulative; by contrast, the effects of positive and negative charges tend to cancel one another, making electromagnetism relatively insignificant on astronomical length scales. The remaining two interactions, the weak and strong nuclear forces, decline very rapidly with distance; their effects are confined mainly to sub-atomic length scales.[46]: 1470 

The universe appears to have much more matter than antimatter, an asymmetry possibly related to the CP violation.[47] This imbalance between matter and antimatter is partially responsible for the existence of all matter existing today, since matter and antimatter, if equally produced at the Big Bang, would have completely annihilated each other and left only photons as a result of their interaction.[48] The universe also appears to have neither net momentum nor angular momentum, which absences follow[clarification needed] from accepted physical laws if the universe is finite. These laws are Gauss's law and the non-divergence of the stress–energy–momentum pseudotensor.[49]

Size and regions

See also: Observational cosmology
Television signals broadcast from Earth will never reach the edges of this image.

According to the general theory of relativity, far regions of space may never interact with ours even in the lifetime of the universe due to the finite speed of light and the ongoing expansion of space. For example, radio messages sent from Earth may never reach some regions of space, even if the universe were to exist forever: space may expand faster than light can traverse it.[50]

The spatial region that can be observed with telescopes is called the observable universe, which depends on the location of the observer.The proper distance—the distance as would be measured at a specific time, including the present—between Earth and the edge of the observable universe is 46 billion light-years[51] (14 billion parsecs), making the diameter of the observable universe about 93 billion light-years (28 billion parsecs).[51] The distance the light from the edge of the observable universe has traveled is very close to the age of the universe times the speed of light, 13.8 billion light-years (4.2×10^9 pc), but this does not represent the distance at any given time because the edge of the observable universe and the Earth have since moved further apart.[52]

For comparison, the diameter of a typical galaxy is 30,000 light-years (9,198 parsecs), and the typical distance between two neighboring galaxies is 3 million light-years (919.8 kiloparsecs).[53] As an example, the Milky Way is roughly 100,000–180,000 light-years in diameter,[54][55] and the nearest sister galaxy to the Milky Way, the Andromeda Galaxy, is located roughly 2.5 million light-years away.[56]

Because humans cannot observe space beyond the edge of the observable universe, it is unknown whether the size of the universe in its totality is finite or infinite.[3][57][58] Estimates suggest that the whole universe, if finite, must be more than 250 times larger than a Hubble sphere.[59] Some disputed[60] estimates for the total size of the universe, if finite, reach as high as megaparsecs, as implied by a suggested resolution of the No-Boundary Proposal.[61][b]

Age and expansion

Main articles: Age of the universe and Expansion of the universe

Assuming that the Lambda-CDM model is correct, the measurements of the parameters using a variety of techniques by numerous experiments yield a best value of the age of the universe at 13.799 ± 0.021 billion years, as of 2015.[2]

Astronomers have discovered stars in the Milky Way galaxy that are almost 13.6 billion years old.

Over time, the universe and its contents have evolved. For example, the relative population of quasars and galaxies has changed[62] and the universe has expanded. This expansion is inferred from the observation that the light from distant galaxies has been redshifted, which implies that the galaxies are receding from us. Analyses of Type Ia supernovae indicate that the expansion is accelerating.[63][64]

The more matter there is in the universe, the stronger the mutual gravitational pull of the matter. If the universe were too dense then it would re-collapse into a gravitational singularity. However, if the universe contained too little matter then the self-gravity would be too weak for astronomical structures, like galaxies or planets, to form. Since the Big Bang, the universe has expanded monotonically. Perhaps unsurprisingly, our universe has just the right mass–energy density, equivalent to about 5 protons per cubic metre, which has allowed it to expand for the last 13.8 billion years, giving time to form the universe as observed today.[65][66]

There are dynamical forces acting on the particles in the universe which affect the expansion rate. Before 1998, it was expected that the expansion rate would be decreasing as time went on due to the influence of gravitational interactions in the universe; and thus there is an additional observable quantity in the universe called the deceleration parameter, which most cosmologists expected to be positive and related to the matter density of the universe. In 1998, the deceleration parameter was measured by two different groups to be negative, approximately −0.55, which technically implies that the second derivative of the cosmic scale factor has been positive in the last 5–6 billion years.[67][68]

Spacetime

Main articles: Spacetime and World line
See also: Lorentz transformation

Modern physics regards events as being organized into spacetime.[69] This idea originated with the special theory of relativity, which predicts that if one observer sees two events happening in different places at the same time, a second observer who is moving relative to the first will see those events happening at different times.[70]: 45–52  The two observers will disagree on the time between the events, and they will disagree about the distance separating the events, but they will agree on the speed of light , and they will measure the same value for the combination .[70]: 80  The square root of the absolute value of this quantity is called the interval between the two events. The interval expresses how widely separated events are, not just in space or in time, but in the combined setting of spacetime.[70]: 84, 136 [71]

The special theory of relativity cannot account for gravity. Its successor, the general theory of relativity, explains gravity by recognizing that spacetime is not fixed but instead dynamical. In general relativity, gravitational force is reimagined as curvature of spacetime. A curved path like an orbit is not the result of a force deflecting a body from an ideal straight-line path, but rather the body's attempt to fall freely through a background that is itself curved by the presence of other masses. A remark by John Archibald Wheeler that has become proverbial among physicists summarizes the theory: "Spacetime tells matter how to move; matter tells spacetime how to curve",[72][73] and therefore there is no point in considering one without the other.[15] The Newtonian theory of gravity is a good approximation to the predictions of general relativity when gravitational effects are weak and objects are moving slowly compared to the speed of light.[74]: 327 [75]

The relation between matter distribution and spacetime curvature is given by the Einstein field equations, which require tensor calculus to express.[76]: 43 [77] The solutions to these equations include not only the spacetime of special relativity, Minkowski spacetime, but also Schwarzschild spacetimes, which describe black holes; FLRW spacetime, which describes an expanding universe; and more.

The universe appears to be a smooth spacetime continuum consisting of three spatial dimensions and one temporal (time) dimension. Therefore, an event in the spacetime of the physical universe can therefore be identified by a set of four coordinates: (x, y, z, t). On average, space is observed to be very nearly flat (with a curvature close to zero), meaning that Euclidean geometry is empirically true with high accuracy throughout most of the universe.[78] Spacetime also appears to have a simply connected topology, in analogy with a sphere, at least on the length scale of the observable universe. However, present observations cannot exclude the possibilities that the universe has more dimensions (which is postulated by theories such as the string theory) and that its spacetime may have a multiply connected global topology, in analogy with the cylindrical or toroidal topologies of two-dimensional spaces.[79][80]

Shape

Main article: Shape of the universe
The three possible options for the shape of the universe

General relativity describes how spacetime is curved and bent by mass and energy (gravity). The topology or geometry of the universe includes both local geometry in the observable universe and global geometry. Cosmologists often work with a given space-like slice of spacetime called the comoving coordinates. The section of spacetime which can be observed is the backward light cone, which delimits the cosmological horizon. The cosmological horizon, also called the particle horizon or the light horizon, is the maximum distance from which particles can have traveled to the observer in the age of the universe. This horizon represents the boundary between the observable and the unobservable regions of the universe.[81][82] The existence, properties, and significance of a cosmological horizon depend on the particular cosmological model.

An important parameter determining the future evolution of the universe theory is the density parameter, Omega (Ω), defined as the average matter density of the universe divided by a critical value of that density. This selects one of three possible geometries depending on whether Ω is equal to, less than, or greater than 1. These are called, respectively, the flat, open and closed universes.[83]

Observations, including the Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), and Planck maps of the CMB, suggest that the universe is infinite in extent with a finite age, as described by the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) models.[84][79][85][86] These FLRW models thus support inflationary models and the standard model of cosmology, describing a flat, homogeneous universe presently dominated by dark matter and dark energy.[87][88]

Support of life

Main article: Fine-tuned universe

The fine-tuned universe hypothesis is the proposition that the conditions that allow the existence of observable life in the universe can only occur when certain universal fundamental physical constants lie within a very narrow range of values. According to this hypothesis, if any of several fundamental constants were only slightly different, the universe would have been unlikely to be conducive to the establishment and development of matter, astronomical structures, elemental diversity, or life as it is understood. Whether this is true, and whether that question is even logically meaningful to ask, are subjects of much debate.[89] The proposition is discussed among philosophers, scientists, theologians, and proponents of creationism.[90]

Composition

See also: Galaxy formation and evolution, Galaxy cluster, and Nebula

The universe is composed almost completely of dark energy, dark matter, and ordinary matter. Other contents are electromagnetic radiation (estimated to constitute from 0.005% to close to 0.01% of the total mass–energy of the universe) and antimatter.[91][92][93]

The proportions of all types of matter and energy have changed over the history of the universe.[94] The total amount of electromagnetic radiation generated within the universe has decreased by 1/2 in the past 2 billion years.[95][96] Today, ordinary matter, which includes atoms, stars, galaxies, and life, accounts for only 4.9% of the contents of the universe.[8] The present overall density of this type of matter is very low, roughly 4.5 × 10−31 grams per cubic centimeter, corresponding to a density of the order of only one proton for every four cubic metres of volume.[6] The nature of both dark energy and dark matter is unknown. Dark matter, a mysterious form of matter that has not yet been identified, accounts for 26.8% of the cosmic contents. Dark energy, which is the energy of empty space and is causing the expansion of the universe to accelerate, accounts for the remaining 68.3% of the contents.[8][97][98]

The formation of clusters and large-scale filaments in the cold dark matter model with dark energy. The frames show the evolution of structures in a 43 million parsecs (or 140 million light-years) box from redshift of 30 to the present epoch (upper left z=30 to lower right z=0).
A map of the superclusters and voids nearest to Earth

Matter, dark matter, and dark energy are distributed homogeneously throughout the universe over length scales longer than 300 million light-years (ly) or so.[99] However, over shorter length-scales, matter tends to clump hierarchically; many atoms are condensed into stars, most stars into galaxies, most galaxies into clusters, superclusters and, finally, large-scale galactic filaments. The observable universe contains as many as an estimated 2 trillion galaxies[100][101][102] and, overall, as many as an estimated 1024 stars[103][104] – more stars (and earth-like planets) than all the grains of beach sand on planet Earth;[105][106][107] but less than the total number of atoms estimated in the universe as 1082;[108] and the estimated total number of stars in an inflationary universe (observed and unobserved), as 10100.[109] Typical galaxies range from dwarfs with as few as ten million[110] (107) stars up to giants with one trillion[111] (1012) stars. Between the larger structures are voids, which are typically 10–150 Mpc (33 million–490 million ly) in diameter. The Milky Way is in the Local Group of galaxies, which in turn is in the Laniakea Supercluster.[112] This supercluster spans over 500 million light-years, while the Local Group spans over 10 million light-years.[113] The universe also has vast regions of relative emptiness; the largest known void measures 1.8 billion ly (550 Mpc) across.[114]

Comparison of the contents of the universe today to 380,000 years after the Big Bang as measured with 5 year WMAP data (from 2008).[115] Due to rounding errors, the sum of these numbers is not 100%. This reflects the 2008 limits of WMAP's ability to define dark matter and dark energy.

The observable universe is isotropic on scales significantly larger than superclusters, meaning that the statistical properties of the universe are the same in all directions as observed from Earth. The universe is bathed in highly isotropic microwave radiation that corresponds to a thermal equilibrium blackbody spectrum of roughly 2.72548 kelvins.[7] The hypothesis that the large-scale universe is homogeneous and isotropic is known as the cosmological principle.[116] A universe that is both homogeneous and isotropic looks the same from all vantage points[117] and has no center.[118]

Dark energy

Main article: Dark energy

An explanation for why the expansion of the universe is accelerating remains elusive. It is often attributed to "dark energy", an unknown form of energy that is hypothesized to permeate space.[119] On a mass–energy equivalence basis, the density of dark energy (~ 7 × 10−30 g/cm3) is much less than the density of ordinary matter or dark matter within galaxies. However, in the present dark-energy era, it dominates the mass–energy of the universe because it is uniform across space.[120][121]

Two proposed forms for dark energy are the cosmological constant, a constant energy density filling space homogeneously,[122] and scalar fields such as quintessence or moduli, dynamic quantities whose energy density can vary in time and space while still permeating then enough to cause the observed rate of expansion. Contributions from scalar fields that are constant in space are usually also included in the cosmological constant. The cosmological constant can be formulated to be equivalent to vacuum energy. Scalar fields having only a slight amount of spatial inhomogeneity would be difficult to distinguish from a cosmological constant.

Dark matter

Main article: Dark matter

Dark matter is a hypothetical kind of matter that is invisible to the entire electromagnetic spectrum, but which accounts for most of the matter in the universe. The existence and properties of dark matter are inferred from its gravitational effects on visible matter, radiation, and the large-scale structure of the universe. Other than neutrinos, a form of hot dark matter, dark matter has not been detected directly, making it one of the greatest mysteries in modern astrophysics. Dark matter neither emits nor absorbs light or any other electromagnetic radiation at any significant level. Dark matter is estimated to constitute 26.8% of the total mass–energy and 84.5% of the total matter in the universe.[97][123]

Ordinary matter

Main article: Matter

The remaining 4.9% of the mass–energy of the universe is ordinary matter, that is, atoms, ions, electrons and the objects they form. This matter includes stars, which produce nearly all of the light we see from galaxies, as well as interstellar gas in the interstellar and intergalactic media, planets, and all the objects from everyday life that we can bump into, touch or squeeze.[124] The great majority of ordinary matter in the universe is unseen, since visible stars and gas inside galaxies and clusters account for less than 10 percent of the ordinary matter contribution to the mass–energy density of the universe.[125][126][127]

Ordinary matter commonly exists in four states (or phases): solid, liquid, gas, and plasma.[128] However, advances in experimental techniques have revealed other previously theoretical phases, such as Bose–Einstein condensates and fermionic condensates.[129][130]

Ordinary matter is composed of two types of elementary particles: quarks and leptons.[131] For example, the proton is formed of two up quarks and one down quark; the neutron is formed of two down quarks and one up quark; and the electron is a kind of lepton. An atom consists of an atomic nucleus, made up of protons and neutrons (both of which are baryons), and electrons that orbit the nucleus.[46]: 1476  Because most of the mass of an atom is concentrated in its nucleus, which is made up of baryons, astronomers often use the term baryonic matter to describe ordinary matter, although a small fraction of this "baryonic matter" is electrons.

Soon after the Big Bang, primordial protons and neutrons formed from the quark–gluon plasma of the early universe as it cooled below two trillion degrees. A few minutes later, in a process known as Big Bang nucleosynthesis, nuclei formed from the primordial protons and neutrons. This nucleosynthesis formed lighter elements, those with small atomic numbers up to lithium and beryllium, but the abundance of heavier elements dropped off sharply with increasing atomic number. Some boron may have been formed at this time, but the next heavier element, carbon, was not formed in significant amounts. Big Bang nucleosynthesis shut down after about 20 minutes due to the rapid drop in temperature and density of the expanding universe. Subsequent formation of heavier elements resulted from stellar nucleosynthesis and supernova nucleosynthesis.[132]

Particles

A four-by-four table of particles. Columns are three generations of matter (fermions) and one of forces (bosons). In the first three columns, two rows contain quarks and two leptons. The top two rows' columns contain up (u) and down (d) quarks, charm (c) and strange (s) quarks, top (t) and bottom (b) quarks, and photon (γ) and gluon (g), respectively. The bottom two rows' columns contain electron neutrino (ν sub e) and electron (e), muon neutrino (ν sub μ) and muon (μ), and tau neutrino (ν sub τ) and tau (τ), and Z sup 0 and W sup ± weak force. Mass, charge, and spin are listed for each particle.
Standard model of elementary particles: the 12 fundamental fermions and 4 fundamental bosons. Brown loops indicate which bosons (red) couple to which fermions (purple and green). Columns are three generations of matter (fermions) and one of forces (bosons). In the first three columns, two rows contain quarks and two leptons. The top two rows' columns contain up (u) and down (d) quarks, charm (c) and strange (s) quarks, top (t) and bottom (b) quarks, and photon (γ) and gluon (g), respectively. The bottom two rows' columns contain electron neutrino (νe) and electron (e), muon neutrino (νμ) and muon (μ), tau neutrino (ντ) and tau (τ), and the Z0 and W± carriers of the weak force. Mass, charge, and spin are listed for each particle.
Main article: Particle physics

Ordinary matter and the forces that act on matter can be described in terms of elementary particles.[133] These particles are sometimes described as being fundamental, since they have an unknown substructure, and it is unknown whether or not they are composed of smaller and even more fundamental particles.[134][135] In most contemporary models they are thought of as points in space.[136] All elementary particles are currently best explained by quantum mechanics and exhibit wave–particle duality: their behavior has both particle-like and wave-like aspects, with different features dominating under different circumstances.[137]

Of central importance is the Standard Model, a theory that is concerned with electromagnetic interactions and the weak and strong nuclear interactions.[138] The Standard Model is supported by the experimental confirmation of the existence of particles that compose matter: quarks and leptons, and their corresponding "antimatter" duals, as well as the force particles that mediate interactions: the photon, the W and Z bosons, and the gluon.[134] The Standard Model predicted the existence of the recently discovered Higgs boson, a particle that is a manifestation of a field within the universe that can endow particles with mass.[139][140] Because of its success in explaining a wide variety of experimental results, the Standard Model is sometimes regarded as a "theory of almost everything".[138] The Standard Model does not, however, accommodate gravity. A true force–particle "theory of everything" has not been attained.[141]

Hadrons

Main article: Hadron

Адрон — это сложная частица , состоящая из кварков , удерживаемых вместе сильным взаимодействием . Адроны делятся на два семейства: барионы (например, протоны и нейтроны ), состоящие из трех кварков, и мезоны (например, пионы ), состоящие из одного кварка и одного антикварка . Из адронов стабильны протоны и нейтроны, связанные внутри атомных ядер. Другие адроны нестабильны в обычных условиях и поэтому являются незначительными составляющими современной Вселенной. [142] : 118–123 

Примерно с 10 −6 Через несколько секунд после Большого взрыва , в течение периода, известного как адронная эпоха , температура Вселенной упала достаточно, чтобы позволить кваркам связываться вместе в адроны, и в массе Вселенной доминировали адроны . Первоначально температура была достаточно высокой, чтобы обеспечить образование пар адрон-антиадрон, которые удерживали вещество и антивещество в тепловом равновесии . Однако, поскольку температура Вселенной продолжала падать, пары адрон-антиадрон больше не образовывались. Большая часть адронов и антиадронов затем была уничтожена в реакциях аннигиляции частица-античастица , оставив небольшой остаток адронов к тому времени, когда Вселенной исполнилось около одной секунды. [142] : 244–266 

Лептоны

Основная статья: Лептон

Лептон — это элементарная частица со спином полуцелого числа , которая не испытывает сильных взаимодействий, но подчиняется принципу Паули ; никакие два лептона одного и того же вида не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. [143] Существуют два основных класса лептонов: заряженные лептоны (также известные как электроноподобные лептоны) и нейтральные лептоны (более известные как нейтрино ). Электроны — стабильные и наиболее распространенные заряженные лептоны во Вселенной, тогда как мюоны и тау-лептоны — нестабильные частицы, которые быстро распадаются после образования в результате столкновений с высокими энергиями , например, с участием космических лучей или в ускорителях частиц . [144] [145] Заряженные лептоны могут объединяться с другими частицами, образуя различные сложные частицы, такие как атомы и позитроний . Электрон химическими управляет почти всей химией , поскольку он находится в атомах и напрямую связан со всеми свойствами . Нейтрино редко с чем-либо взаимодействуют и, следовательно, редко наблюдаются. Нейтрино движутся по всей Вселенной, но редко взаимодействуют с обычной материей. [146]

Лептонная эпоха — период эволюции ранней Вселенной, когда лептоны доминировали в массе Вселенной. Это началось примерно через 1 секунду после Большого взрыва , после того как большинство адронов и антиадронов аннигилировали друг друга в конце адронной эпохи . В эпоху лептонов температура Вселенной была еще достаточно высокой, чтобы создавать пары лептон-антилептон, поэтому лептоны и антилептоны находились в тепловом равновесии. Примерно через 10 секунд после Большого взрыва температура Вселенной упала до такой степени, что пары лептон-антилептон больше не создавались. [147] Большинство лептонов и антилептонов затем удалялись в реакциях аннигиляции , оставляя небольшой остаток лептонов. В массе Вселенной тогда доминировали фотоны , когда она вступила в следующую фотонную эпоху . [148] [149]

Фотоны

Основная статья: Эпоха фотонов
См. также: Фотино

Фотон — это света и . всех других форм электромагнитного излучения квант Это носитель электромагнитной силы . Эффекты этой силы легко наблюдать на микроскопическом и макроскопическом уровне, поскольку фотон имеет нулевую массу покоя ; на расстоянии это позволяет общаться . [46] : 1470 

Эпоха фотонов началась после того, как большинство лептонов и антилептонов были аннигилированы в конце эпохи лептонов, примерно через 10 секунд после Большого взрыва. Атомные ядра были созданы в процессе нуклеосинтеза, который происходил в первые несколько минут фотонной эпохи. До конца фотонной эпохи Вселенная содержала горячую плотную плазму из ядер, электронов и фотонов. Примерно через 380 000 лет после Большого взрыва температура Вселенной упала до точки, когда ядра могли объединяться с электронами, образуя нейтральные атомы. В результате фотоны перестали часто взаимодействовать с материей, и Вселенная стала прозрачной. Фотоны этого периода с сильным красным смещением образуют космический микроволновый фон. Крошечные изменения температуры и плотности, обнаруживаемые в реликтовом излучении, были ранними «семенами», из которых все последующее структурирование . произошло [142] : 244–266 

Космологические модели

Модель Вселенной на основе общей теории относительности

Основная статья: Решения уравнений поля Эйнштейна
См. Также: Большой взрыв и окончательная судьба Вселенной.

Общая теория относительности — это геометрическая теория гравитации , опубликованная Альбертом Эйнштейном в 1915 году и современное описание гравитации в современной физике . Это основа современных космологических моделей Вселенной. Общая теория относительности обобщает специальную теорию относительности и закон всемирного тяготения Ньютона , обеспечивая единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени или пространства-времени. В частности, кривизна пространства-времени напрямую связана с энергией и импульсом любой материи и излучения . присутствующей [150]

Связь задается уравнениями поля Эйнштейна , системой уравнений в частных производных . В общей теории относительности распределение материи и энергии определяет геометрию пространства-времени, которая, в свою очередь, описывает ускорение материи. Следовательно, решения уравнений поля Эйнштейна описывают эволюцию Вселенной. В сочетании с измерениями количества, типа и распределения материи во Вселенной уравнения общей теории относительности описывают эволюцию Вселенной с течением времени. [150]

В предположении космологического принципа , что Вселенная везде однородна и изотропна, конкретным решением уравнений поля, описывающих Вселенную, является метрический тензор, называемый метрикой Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера :

где ( r , θ, φ) соответствуют сферической системе координат . Эта метрика имеет только два неопределенных параметра. Общий безразмерный длины масштабный коэффициент R описывает масштаб Вселенной как функцию времени (увеличение R - это расширение Вселенной ), [151] а индекс кривизны k описывает геометрию. Индекс k определен так, что он может принимать только одно из трех значений: 0, соответствующее плоской евклидовой геометрии ; 1, соответствующий пространству положительной кривизны ; или -1, соответствующий пространству положительной или отрицательной кривизны. [152] Значение R как функция времени t зависит от k и космологической постоянной Λ . [150] Космологическая постоянная представляет собой плотность энергии космического вакуума и может быть связана с темной энергией. [98] Уравнение, описывающее, как R изменяется со временем, известно как уравнение Фридмана в честь его изобретателя Александра Фридмана . [153]

Решения для R(t) зависят от k и Λ , но некоторые качественные особенности таких решений являются общими. Во-первых, и самое главное, масштаб длины R Вселенной может оставаться постоянным только в том случае, если Вселенная совершенно изотропна с положительной кривизной ( k =1) и имеет везде одно точное значение плотности, как впервые заметил Альберт Эйнштейн . [150] Однако это равновесие неустойчиво: если бы плотность в любом месте немного отличалась от нужного значения, разница со временем усиливалась бы.

существовала гравитационная сингулярность Во-вторых, все решения предполагают, что в прошлом , когда R равнялось нулю, а материя и энергия были бесконечно плотными. Может показаться, что этот вывод неопределенен, поскольку он основан на сомнительных предположениях об идеальной однородности и изотропии (космологический принцип) и о том, что существенно только гравитационное взаимодействие. Однако теоремы Пенроуза – Хокинга об особенностях показывают, что особенность должна существовать при очень общих условиях. Следовательно, согласно уравнениям поля Эйнштейна, R быстро выросло из невообразимо горячего и плотного состояния, которое существовало сразу после этой сингулярности (когда R имело небольшое конечное значение); в этом суть Большого Взрыва модели Вселенной . Понимание сингулярности Большого взрыва, вероятно, требует квантовой теории гравитации , которая еще не сформулирована. [154]

В-третьих, индекс кривизны k определяет знак кривизны пространственных поверхностей постоянного времени. [152] усреднено по достаточно большим масштабам длины (более примерно миллиарда световых лет ). Если k =1, кривизна положительна и Вселенная имеет конечный объем. [155] Вселенную с положительной кривизной часто представляют как трехмерную сферу, встроенную в четырехмерное пространство. И наоборот, если k равно нулю или отрицательно, Вселенная имеет бесконечный объем. [155] Может показаться нелогичным, что бесконечная и в то же время бесконечно плотная Вселенная может быть создана в один момент, когда R = 0, но именно это и предсказывается математически, когда k неположительно и космологический принцип выполняется. По аналогии, бесконечная плоскость имеет нулевую кривизну, но бесконечную площадь, тогда как бесконечный цилиндр конечен в одном направлении, а тор конечен в обоих. Тороидальная Вселенная могла бы вести себя как нормальная Вселенная с периодическими граничными условиями .

Конечная судьба Вселенной до сих пор неизвестна, поскольку она критически зависит от индекса кривизны k и космологической постоянной Λ . Если бы Вселенная была достаточно плотной, k было бы равно +1, что означает, что ее средняя кривизна положительна и Вселенная в конечном итоге снова схлопнется в результате Большого сжатия . [156] возможно, начало новой вселенной в Большом Отскоке . И наоборот, если бы Вселенная была недостаточно плотной, k было бы равно 0 или -1, и Вселенная расширялась бы вечно, остывая и в конечном итоге достигая Большого замораживания и тепловой смерти Вселенной . [150] Современные данные позволяют предположить, что расширение Вселенной ускоряется ; если это ускорение будет достаточно быстрым, Вселенная может в конечном итоге достичь Большого Разрыва . С точки зрения наблюдений Вселенная кажется плоской ( k = 0) с общей плотностью, очень близкой к критическому значению между повторным коллапсом и вечным расширением. [157]

Гипотезы мультивселенной

Основные статьи: Мультивселенная , Интерпретация многих миров и Теория пузырьковой вселенной.
Смотрите также: Вечная инфляция

Некоторые спекулятивные теории предполагают, что наша Вселенная — это всего лишь одна из множества несвязанных вселенных, совместно называемых мультивселенной , бросающих вызов или расширяющих более ограниченные определения Вселенной. [19] [158] Научные модели мультивселенной отличаются от таких концепций, как альтернативные планы сознания и моделируемая реальность .

Макс Тегмарк из четырех частей разработал схему классификации для различных типов мультивселенных, которую ученые предложили в ответ на различные проблемы физики . Примером таких мультивселенных является модель хаотической инфляции ранней Вселенной. [159] Другой вариант — мультивселенная, возникшая в результате многомировой интерпретации квантовой механики. В этой интерпретации параллельные миры генерируются аналогично квантовой суперпозиции и декогеренции , при этом все состояния волновых функций реализуются в отдельных мирах. По сути, в многомировой интерпретации мультивселенная развивается как универсальная волновая функция . Если бы Большой взрыв, создавший нашу мультивселенную, создал ансамбль мультивселенных, волновая функция ансамбля была бы запутанной в этом смысле. [160] Можно ли извлечь из этой картины научно значимые вероятности, было и продолжает оставаться темой многочисленных споров, и существует множество версий интерпретации множественности миров. [161] [162] [163] (Вопрос интерпретации квантовой механики в целом отмечен разногласиями.) [164] [165] [166]

Наименее спорной, но все же весьма спорной категорией мультивселенной в схеме Тегмарка является Уровень I. Мультивселенные этого уровня состоят из далеких пространственно-временных событий «в нашей собственной вселенной». Тегмарк и др. [167] утверждали, что, если пространство бесконечно или достаточно велико и однородно, идентичные случаи в истории всего объема Хаббла Земли происходят время от времени, просто случайно. Тегмарк подсчитал, что нашему ближайшему так называемому двойнику 10 лет. 10 115 метрах от нас ( двойная экспоненциальная функция, большая, чем гуголплекс ). [168] [169] Однако использованные аргументы носят умозрительный характер. [170] Кроме того, было бы невозможно научно подтвердить существование идентичного объема Хаббла.

Можно представить себе несвязанные пространства-времени, каждое из которых существует, но не может взаимодействовать друг с другом. [168] [171] Легко визуализируемая метафора этой концепции — группа отдельных мыльных пузырей , в которой наблюдатели, живущие на одном мыльном пузыре, не могут взаимодействовать с наблюдателями на других мыльных пузырях даже в принципе. [172] Согласно одной общепринятой терминологии, каждый «мыльный пузырь» пространства-времени обозначается как Вселенная , тогда как конкретное пространство-время человека обозначается как Вселенная . [19] как люди называют луну Земли Луной точно так же , . Вся совокупность этих отдельных пространств-временей обозначается как мультивселенная. [19]

Используя эту терминологию, разные вселенные не связаны друг с другом причинно-следственной связью. [19] В принципе, другие несвязанные вселенные могут иметь разные размерности и топологии пространства-времени, разные формы материи и энергии , а также разные физические законы и физические константы , хотя такие возможности являются чисто умозрительными. [19] Другие считают, что каждый из нескольких пузырей, созданных в результате хаотической инфляции, является отдельными вселенными , хотя в этой модели все эти вселенные имеют общее причинное происхождение. [19]

Исторические концепции

См. также: Космология , Хронология космологических теорий , Николай Коперник § Коперниканская система и Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica § Начало научной революции.

Исторически сложилось множество представлений о космосе (космологии) и его происхождении (космогонии). Теории безличной вселенной, управляемой физическими законами, были впервые предложены греками и индийцами. [13] Древняя китайская философия включала в себя представление о Вселенной, включающей как все пространство, так и все время. [173] На протяжении веков усовершенствования астрономических наблюдений и теорий движения и гравитации привели к еще более точному описанию Вселенной. Современная эра космологии началась с Альберта Эйнштейна 1915 года общей теории относительности , которая позволила количественно предсказать происхождение, эволюцию и существование Вселенной в целом. Большинство современных общепринятых теорий космологии основаны на общей теории относительности и, в частности, на предсказанном Большом взрыве . [174]

Мифологии

Основные статьи: Миф о сотворении мира , Космогония и Религиозная космология.

Во многих культурах есть истории, описывающие происхождение мира и вселенной . Культуры обычно считают, что в этих историях есть доля правды . Однако существует множество различных представлений о том, как эти истории применяются среди тех, кто верит в сверхъестественное происхождение: от бога, непосредственно создающего вселенную такой, какая она есть сейчас, до бога, просто приводящего «колеса в движение» (например, с помощью таких механизмов, как Большой взрыв и эволюция). [175]

Этнологи и антропологи, изучающие мифы, разработали различные схемы классификации различных тем, фигурирующих в историях сотворения мира. [176] [177] Например, в одном типе историй мир рождается из мирового яйца ; такие истории включают финскую эпическую поэму «Калевала» , китайскую историю о Пангу или индийскую «Брахманда-пурану» . В связанных историях вселенная создана единым существом, которое эманирует или производит что-то само по себе, как в концепции тибетского буддизма об Ади-Будде , древнегреческой истории о Гайе (Матери-Земле), об ацтекской богине Коатликуэ мифе , история древнего египетского бога Атума и иудео-христианское повествование о сотворении мира , в котором авраамический Бог создал вселенную. В историях другого типа вселенная создается в результате союза мужских и женских божеств, как в истории маори о Ранги и Папе . В других историях вселенная создается путем создания ее из ранее существовавших материалов, таких как труп мертвого бога — как Тиамат в вавилонском эпосе «Энума Элиш» или из гиганта Имира в скандинавской мифологии — или из хаотических материалов, как в Идзанаги и Идзанами в японской мифологии . В других историях Вселенная исходит из фундаментальных принципов, таких как Брахман и Пракрити , творении Сереров миф о , [178] или Инь и Дао Ян .

Философские модели

Дополнительная информация: Космология.
См. также: Досократическая философия , Физика (Аристотель) , Индуистская космология , Исламская космология и Философия пространства и времени.

Досократовские греческие философы и индийские философы разработали некоторые из самых ранних философских концепций Вселенной. [13] [179] Самые ранние греческие философы отмечали, что внешность может быть обманчивой, и стремились понять реальность, лежащую в основе видимости. В частности, они отметили способность материи менять формы (например, лед — воду, пар), а некоторые философы предположили, что все физические материалы в мире представляют собой различные формы единого первичного материала, или архе . Первым это сделал Фалес , который предположил, что этим веществом является вода . Ученик Фалеса Анаксимандр предположил, что все произошло из безграничного апейрона . Анаксимен предположил, что первобытным материалом является воздух из-за его воспринимаемых притягательных и отталкивающих качеств, которые заставляют арку уплотняться или распадаться на различные формы. Анаксагор предложил принцип Нуса (Разума), а Гераклит предложил огонь (и говорил о логосе ). Эмпедокл предложил стихиями землю, воду, воздух и огонь. Его четырехэлементная модель стала очень популярной. Как и Пифагор , Платон считал, что все вещи состоят из число , при этом элементы Эмпедокла принимают форму Платоновых тел . Демокрит и более поздние философы, в первую очередь Левкипп , предположили, что Вселенная состоит из неделимых атомов, движущихся через пустоту ( вакуум ), хотя Аристотель не верил, что это осуществимо, поскольку воздух, как и вода, оказывает сопротивление движению . Воздух тут же устремится, чтобы заполнить пустоту, причем без сопротивления он сделает это бесконечно быстро. [13]

Хотя Гераклит выступал за вечные перемены, [180] его современник Парменид подчеркивал неизменность. В стихотворении Парменида « О природе» говорится, что все изменения — это иллюзия, что истинная основная реальность вечно неизменна и имеет единую природу или, по крайней мере, что существенная черта каждой вещи, которая существует, должна существовать вечно, не имея начала. измениться или закончиться. [181] Его ученик Зенон Элейский бросил вызов повседневным представлениям о движении, приведя несколько знаменитых парадоксов . Аристотель ответил на эти парадоксы, развив понятие потенциальной счетной бесконечности, а также бесконечно делимого континуума. [182] [183] В отличие от вечных и неизменных циклов времени, он считал, что мир ограничен небесными сферами и что совокупная звездная величина лишь конечно мультипликативна.

Индийский философ Канада , основатель школы Вайшешика , развил понятие атомизма и предположил, что свет и тепло являются разновидностями одного и того же вещества. [184] В V веке нашей эры -атомист буддийский философ Дигнага предположил, что атомы имеют точечный размер, бессмертны и состоят из энергии. Они отрицали существование материальной материи и предполагали, что движение состоит из мгновенных вспышек потока энергии. [185]

Идея временного финитизма была вдохновлена ​​доктриной творения, разделяемой тремя авраамическими религиями : иудаизмом , христианством и исламом . Христианский философ представил Иоанн Филопон философские аргументы против древнегреческого понятия бесконечного прошлого и будущего. Аргументы Филопона против бесконечного прошлого использовались ранним мусульманским философом Аль -Кинди (Алкиндом); Саадия еврейский философ Гаон ( Саадия бен Джозеф); и мусульманский богослов Аль -Газали (Алгазель). [186]

Пантеизм — это философская религиозная вера в то, что сама Вселенная идентична божественности и высшему существу или сущности. [187] Таким образом, физическая вселенная понимается как всеобъемлющее, имманентное божество. [188] Термин «пантеист» обозначает того, кто считает, что все представляет собой единство и что это единство божественно, состоящее из всеобъемлющего, проявленного бога или богини . [189] [190] Пантеистические концепции возникли тысячи лет назад, и пантеистические элементы были обнаружены в различных религиозных традициях.

Астрономические концепции

Основные статьи: История астрономии и Хронология астрономии
Расчеты Аристарха в III веке до нашей эры относительно относительных размеров Солнца, Земли и Луны (слева направо) из греческой копии X века нашей эры.

Самые ранние письменные упоминания о предшественниках современной астрономии происходят из Древнего Египта и Месопотамии примерно с 3000 по 1200 год до нашей эры . [191] [192] Вавилонские астрономы VII века до нашей эры рассматривали мир как плоский диск, окруженный океаном. [193] [194] и это формирует предпосылку для ранних греческих карт, таких как карты Анаксимандра и Гекатея Милетского .

Более поздние греческие философы, наблюдая за движением небесных тел, были озабочены разработкой моделей Вселенной, более глубоко основанных на эмпирических данных . Первая последовательная модель была предложена Евдоксом Книдским , учеником Платона, который следовал идее Платона о том, что небесные движения должны быть круговыми. Чтобы объяснить известные сложности движения планет, особенно ретроградное движение , модель Евдокса включала 27 различных небесных сфер : по четыре для каждой из планет, видимых невооруженным глазом, по три для Солнца и Луны и одну. для звезд. Центром всех этих сфер была Земля, которая оставалась неподвижной, пока вращалась вечно. Аристотель развил эту модель, увеличив количество сфер до 55, чтобы учесть дальнейшие детали движения планет. Для Аристотеля нормальная материя целиком находилась в пределах земной сферы и подчинялась принципиально иным правилам, чем небесный материал . [195] [196]

В постаристотелевском трактате «De Mundo» (авторство и дата которого не установлены) говорится: «Пять элементов, расположенных в сферах в пяти регионах, причем меньший из них в каждом случае окружен большим, а именно: земля окружена водой, вода воздухом, воздух огнем и огонь эфиром — составляют всю вселенную». [197]

Эта модель была также уточнена Каллиппом и после того, как от концентрических сфер отказались, она была приведена в почти полное соответствие с астрономическими наблюдениями Птолемея . [198] Успех такой модели во многом обусловлен тем математическим фактом, что любую функцию (например, положение планеты) можно разложить на набор круговых функций ( мод Фурье ). Другие греческие ученые, такие как пифагорейский философ Филолай , постулировали (согласно рассказу Стобея ), что в центре Вселенной находился «центральный огонь», вокруг которого Земля , Солнце , Луна и планеты вращались в равномерном круговом движении. [199]

Греческий астроном Аристарх Самосский был первым известным человеком, предложившим гелиоцентрическую модель Вселенной. Хотя оригинальный текст утерян, ссылка в Архимеда книге « Счетчик песка » описывает гелиоцентрическую модель Аристарха. Архимед писал:

Вам, царь Гелон, известно, что Вселенная — это название, данное большинством астрономов сфере, центр которой является центром Земли, а ее радиус равен прямой линии между центром Солнца и центром Земли. Земля. Это общепринятая версия, которую вы слышали от астрономов. Но Аристарх издал книгу, состоящую из некоторых гипотез, в которой, как следствие сделанных предположений, оказывается, что Вселенная во много раз больше, чем только что упомянутая Вселенная. Его гипотезы состоят в том, что неподвижные звезды и Солнце остаются неподвижными, что Земля вращается вокруг Солнца по окружности круга, Солнце лежит в середине орбиты и что сфера неподвижных звезд, расположенная примерно в том же центре как Солнце, настолько велик, что круг, по которому, по его мнению, вращается Земля, имеет такую ​​пропорцию к расстоянию неподвижных звезд, как центр сферы относится к ее поверхности. [200]

Таким образом, Аристарх считал, что звезды находятся очень далеко, и видел в этом причину, по которой не наблюдался звездный параллакс , то есть не наблюдалось движения звезд относительно друг друга при движении Земли вокруг Солнца. На самом деле звезды находятся гораздо дальше, чем предполагалось в древние времена, поэтому звездный параллакс можно обнаружить только с помощью точных инструментов. Предполагалось, что геоцентрическая модель, согласующаяся с планетарным параллаксом, является объяснением ненаблюдаемости звездного параллакса. [201]

Гравюра Фламмариона , Париж, 1888 г.

Единственным другим астрономом древности, известным по имени, который поддерживал гелиоцентрическую модель Аристарха, был Селевк из Селевкии , эллинистический астроном, живший через столетие после Аристарха. [202] [203] [204] По мнению Плутарха, Селевк был первым, кто доказал гелиоцентрическую систему путем рассуждений , однако неизвестно, какие аргументы он использовал. Аргументы Селевка в пользу гелиоцентрической космологии, вероятно, были связаны с явлением приливов и отливов . [205] Согласно Страбону (1.1.9), Селевк был первым, кто заявил, что приливы возникают из-за притяжения Луны и что высота приливов зависит от положения Луны относительно Солнца. [206] В качестве альтернативы он мог доказать гелиоцентричность, определив для нее константы геометрической модели и разработав методы расчета положений планет с использованием этой модели, подобно Николаю Копернику в 16 веке. [207] В средние века . гелиоцентрические модели были также предложены персидскими астрономами Альбамасаром [208] и Аль-Сиджи . [209]

Модель Коперниканской Вселенной Томаса Диггеса в 1576 году с поправкой, согласно которой звезды больше не заключены в сферу, а равномерно распределены по всему пространству, окружающему планеты.

Аристотелевская модель была принята в западном мире примерно два тысячелетия, пока Коперник не возродил точку зрения Аристарха о том, что астрономические данные можно было бы объяснить более правдоподобно, если бы Земля вращалась вокруг своей оси и если бы Солнце было помещено в центр Вселенной. [210]

В центре покоится Солнце. Ибо кто поместит эту лампу из очень красивого храма в другое или лучшее место, чем это, где она могла бы освещать все одновременно?

- Николай Коперник, в главе 10 книги 1 De Revolutionibus Orbium Celestrum (1543 г.)

Как отмечал Коперник, представление о том, что Земля вращается , очень древнее и датируется, по крайней мере, Филолаем ( ок. 450 г. до н. э. ), Гераклидом Понтийским ( ок. 350 г. до н. э. ) и Экфантом Пифагорейцем . Примерно за столетие до Коперника христианский ученый Николай Кузанский также предположил, что Земля вращается вокруг своей оси в своей книге « Об ученом незнании» (1440 г.). [211] Аль-Сиджи [212] также предположил, что Земля вращается вокруг своей оси. Эмпирические доказательства вращения Земли вокруг своей оси с использованием явления комет были даны Туси (1201–1274) и Али Кушджи (1403–1474). [213]

Эту космологию приняли Исаак Ньютон , Христиан Гюйгенс и более поздние учёные. [214] Ньютон продемонстрировал, что одни и те же законы движения и гравитации применимы к земной и небесной материи, что сделало разделение Аристотеля между ними устаревшим. Эдмунд Галлей (1720) [215] и Жан-Филипп де Шезо (1744 г.) [216] независимо отметил, что предположение о бесконечном пространстве, равномерно заполненном звездами, приведет к предсказанию, что ночное небо будет таким же ярким, как само Солнце; это стало известно как парадокс Ольберса . в 19 ​​веке [217] Ньютон считал, что бесконечное пространство, равномерно заполненное материей, вызовет бесконечные силы и нестабильности, заставляющие материю сжиматься внутрь под действием собственной гравитации. [214] Эта нестабильность была выяснена в 1902 году с помощью критерия нестабильности Джинса . [218] Одним из решений этих парадоксов является Вселенная Шарлье , в которой материя устроена иерархически (системы вращающихся тел, которые сами вращаются в более крупной системе, до бесконечности ) фрактальным образом, так что общая плотность Вселенной пренебрежимо мала; такая космологическая модель была также предложена ранее в 1761 году Иоганном Генрихом Ламбертом . [53] [219]

В XVIII веке Иммануил Кант предположил, что туманности могут представлять собой целые галактики, отдельные от Млечного Пути. [215] а в 1850 году Александр фон Гумбольдт назвал эти отдельные галактики Weltinseln , или «мировыми островами», термин, который позже превратился в «островные вселенные». [220] [221] В 1919 году, когда телескоп Хукера был завершен, преобладала точка зрения, что Вселенная полностью состоит из галактики Млечный Путь. Используя телескоп Хукера, Эдвин Хаббл определил переменные цефеиды в нескольких спиральных туманностях и в 1922–1923 годах убедительно доказал, что Туманность Андромеды и Треугольник , среди других, были целыми галактиками за пределами нашей собственной, доказав тем самым, что Вселенная состоит из множества галактик. [222]

Современная эра физической космологии началась в 1917 году, когда Альберт Эйнштейн впервые применил свою общую теорию относительности для моделирования структуры и динамики Вселенной. [223] Открытия этой эпохи и вопросы, оставшиеся без ответа, изложены в разделах выше.

Карта наблюдаемой Вселенной с некоторыми известными астрономическими объектами, известными по состоянию на 2018 год. Масштаб длины увеличивается экспоненциально вправо. Небесные тела показаны увеличенными, чтобы можно было понять их форму.
Расположение Земли во Вселенной
Земля
Солнечная система
Рэдклифф Вейв
Рука Ориона
Млечный Путь
Местная группа
Дева SCl
Ланиакеа, Южная Каролина
Наблюдаемая Вселенная

См. также

Ссылки

Сноски

  1. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Согласно современной физике , особенно теории относительности , пространство и время неразрывно связаны как пространство-время .
  2. ^ Несмотря на то, что цитируемый источник указан в мегапарсеках , это число настолько велико, что его цифры останутся практически неизменными для всех намерений и целей, независимо от того, в каких условных единицах оно указано, будь то нанометры или гигапарсеки , поскольку различия исчезнут. в ошибку.

Цитаты

  1. ^ «Хаббл видит множество галактик» . spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 4 мая 2017 года . Проверено 30 апреля 2017 г.
  2. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Сотрудничество Планка (2016). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 : A13, Таблица 4. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P . дои : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID   119262962 .
  3. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Грин, Брайан (2011). Скрытая реальность . Альфред А. Кнопф .
  4. ^ Барс, Ицхак; Тернинг, Джон (2009). Дополнительные измерения в пространстве и времени . Спрингер. стр. 27–. ISBN  978-0-387-77637-8 . Проверено 1 мая 2011 г.
  5. ^ Дэвис, Пол (2006). Загадка Златовласки . Первые книги моряка. стр. 43 и далее. ISBN  978-0-618-59226-5 .
  6. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Научная группа НАСА/WMAP (24 января 2014 г.). «Вселенная 101: Из чего состоит Вселенная?» . НАСА. Архивировано из оригинала 10 марта 2008 года . Проверено 17 февраля 2015 г.
  7. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Фикссен, диджей (2009). «Температура космического микроволнового фона». Астрофизический журнал . 707 (2): 916–920. arXiv : 0911.1955 . Бибкод : 2009ApJ...707..916F . дои : 10.1088/0004-637X/707/2/916 . S2CID   119217397 .
  8. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с «Первые результаты Планка: Вселенная по-прежнему странная и интересная» . Мэтью Фрэнсис . Арс техника. 21 марта 2013. Архивировано из оригинала 2 мая 2019 года . Проверено 21 августа 2015 г.
  9. ^ Научная группа НАСА/WMAP (24 января 2014 г.). «Вселенная 101: Будет ли Вселенная расширяться вечно?» . НАСА. Архивировано из оригинала 9 марта 2008 года . Проверено 16 апреля 2015 г.
  10. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство Колледжа Сондерса. ISBN  978-0-03-006228-5 . Совокупность всего пространства и времени; все что есть, было и будет.
  11. ^ Планк Сотрудничество; Аганим, Н. ; Акрами, Ю.; Эшдаун, М.; Омон, Дж.; Бачигалупи, К.; Баллардини, М.; Бандей, Эй Джей; Баррейро, РБ; Бартоло, Н.; Басак, С. (сентябрь 2020 г.). «Результаты Планка 2018: VI. Космологические параметры» . Астрономия и астрофизика . 641 : А6. arXiv : 1807.06209 . Бибкод : 2020A&A...641A...6P . дои : 10.1051/0004-6361/201833910 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119335614 .
  12. ^ Дольд-Самплониус, Ивонн (2002). От Китая до Парижа: 2000 лет передачи математических идей . Франц Штайнер Верлаг.
  13. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Глик, Томас Ф.; Ливси, Стивен; Уоллис, Фейт (2005). Средневековые научные технологии и медицина: энциклопедия . Рутледж. ISBN  978-0-415-96930-7 . OCLC   61228669 .
  14. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2013). Введение в современную астрофизику (международное изд.). Пирсон. стр. 1173–1174. ISBN  978-1-292-02293-2 . Архивировано из оригинала 28 декабря 2019 года . Проверено 16 мая 2018 г.
  15. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Хокинг, Стивен (1988). Краткая история времени . Бантамские книги. п. 43 . ISBN  978-0-553-05340-1 .
  16. ^ Редд, Нола. «Что такое темная материя?» . Space.com . Архивировано из оригинала 1 февраля 2018 года . Проверено 1 февраля 2018 г.
  17. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б «Результаты Planck 2015, таблица 9» . Архивировано из оригинала 27 июля 2018 года . Проверено 16 мая 2018 г.
  18. ^ Персик, Массимо; Салуччи, Паоло (1 сентября 1992 г.). «Барионное содержание Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 258 (1): 14П–18П. arXiv : astro-ph/0502178 . Бибкод : 1992MNRAS.258P..14P . дои : 10.1093/mnras/258.1.14P . ISSN   0035-8711 . S2CID   17945298 .
  19. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г Эллис, Джордж Франция ; Киршнер, У.; Штегер, WR (2004). «Мультивселенные и физическая космология». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 347 (3): 921–936. arXiv : astro-ph/0305292 . Бибкод : 2004MNRAS.347..921E . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x . S2CID   119028830 .
  20. ^ « Теория «Мультивселенной», предложенная микроволновым фоном» . Новости Би-би-си . 3 августа 2011 г. Архивировано из оригинала 14 февраля 2023 г. Проверено 14 февраля 2023 г.
  21. ^ «Вселенная» . Британская энциклопедия онлайн . 2012. Архивировано из оригинала 9 июня 2021 года . Проверено 17 февраля 2018 г.
  22. ^ «Вселенная» . Словарь Мерриам-Вебстера . Архивировано из оригинала 22 октября 2012 года . Проверено 21 сентября 2012 г.
  23. ^ «Вселенная» . Словарь.com . Архивировано из оригинала 23 октября 2012 года . Проверено 21 сентября 2012 г.
  24. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шредер, Дуко А. (2014). Зрение и зрительное восприятие . Издательство Арчвей. п. 135. ИСБН  978-1-4808-1294-9 . Архивировано из оригинала 22 апреля 2021 года . Проверено 27 января 2016 г.
  25. ^ Мермин, Н. Дэвид (2004). «Мог ли Фейнман это сказать?». Физика сегодня . 57 (5): 10. Бибкод : 2004ФТ....57э..10М . дои : 10.1063/1.1768652 .
  26. ^ Тегмарк, Макс (2008). «Математическая Вселенная». Основы физики . 38 (2): 101–150. arXiv : 0704.0646 . Бибкод : 2008FoPh...38..101T . дои : 10.1007/s10701-007-9186-9 . S2CID   9890455 . Краткая версия которого доступна по адресу Фикссен, диджей (2007). «Заткнись и посчитай». arXiv : 0709.4024 [ physical.pop-ph ]. в отношении знаменитой цитаты Дэвида Мермина «Заткнись и посчитай!» [25]
  27. ^ Холт, Джим (2012). Почему существует мир? . Издательство Ливерайт. п. 308.
  28. ^ Феррис, Тимоти (1997). Весь Шебанг: отчет о состоянии Вселенной . Саймон и Шустер. п. 400.
  29. ^ Копан, Пол; Уильям Лейн Крейг (2004). Сотворение из ничего: библейское, философское и научное исследование . Бейкер Академик. п. 220 . ISBN  978-0-8010-2733-8 .
  30. ^ Болонкин, Александр (2011). Вселенная, человеческое бессмертие и оценка будущего человека . Эльзевир. стр. 3–. ISBN  978-0-12-415801-6 . Архивировано из оригинала 8 февраля 2021 года . Проверено 27 января 2016 г.
  31. ^ Компактное издание Оксфордского словаря английского языка , том II, Оксфорд: Oxford University Press, 1971, стр. 3518. ISBN   978-0198611172 .
  32. ^ Льюис, Коннектикут и Шорт, С (1879) Латинский словарь , Oxford University Press, ISBN   0-19-864201-6 , стр. 1933, 1977–1978.
  33. ^ Лидделл; Скотт. «Греко-английский лексикон» . lsj.gr. ​ Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 года . Проверено 30 июля 2022 г. πᾶς
  34. ^ Лидделл; Скотт. «Греко-английский лексикон» . lsj.gr. ​ Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 года . Проверено 30 июля 2022 г. ὅλος
  35. ^ Лидделл; Скотт. «Греко-английский лексикон» . lsj.gr. ​ Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 года . Проверено 30 июля 2022 г. κόσμος
  36. ^ Льюис, Коннектикут; Короткий, С (1879). Латинский словарь . Издательство Оксфордского университета. стр. 1175 , 1189–1190, 1881–1882. ISBN  978-0-19-864201-5 .
  37. ^ Компактное издание Оксфордского словаря английского языка . Том. II. Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. 1971. стр. 569, 909, 1900, 3821–3822 . ISBN  978-0-19-861117-2 .
  38. ^ Силк, Джозеф (2009). Горизонты космологии . Темплтон Пресср. п. 208.
  39. ^ Сингх, Саймон (2005). Большой Взрыв: Происхождение Вселенной . Многолетник Харпер. п. 560. Бибкод : 2004biba.book.....S .
  40. ^ Шиварам, К. (1986). «Эволюция Вселенной в эпоху Планка». Астрофизика и космическая наука . 125 (1): 189–199. Бибкод : 1986Ap&SS.125..189S . дои : 10.1007/BF00643984 . S2CID   123344693 .
  41. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Джонсон, Дженнифер А. (февраль 2019 г.). «Заполнение таблицы Менделеева: Нуклеосинтез элементов» . Наука . 363 (6426): 474–478. Бибкод : 2019Sci...363..474J . дои : 10.1126/science.aau9540 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   30705182 . S2CID   59565697 .
  42. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Дюррер, Рут (2008). Космический микроволновый фон . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-84704-9 .
  43. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Стейн, Эндрю М. (2021). Относительность стала относительно простой, Том 2: Общая теория относительности и космология . Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-192-89564-6 .
  44. ^ Ларсон, Ричард Б. и Бромм, Волкер (март 2002 г.). «Первые звезды во Вселенной» . Научный американец . Архивировано из оригинала 11 июня 2015 года . Проверено 9 июня 2015 г.
  45. ^ Райден, Барбара , «Введение в космологию», 2006, экн. 6.33
  46. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Уроне, Пол Питер; и др. (2022). Колледж физики 2е . ОпенСтакс. ISBN  978-1-951-69360-2 . Архивировано из оригинала 13 февраля 2023 года . Проверено 13 февраля 2023 г.
  47. ^ «Антиматерия» . Совет по исследованиям в области физики элементарных частиц и астрономии. 28 октября 2003. Архивировано из оригинала 7 марта 2004 года . Проверено 10 августа 2006 г.
  48. ^ Сморра К.; и др. (20 октября 2017 г.). «Измерение магнитного момента антипротона в частях на миллиард» (PDF) . Природа . 550 (7676): 371–374. Бибкод : 2017Natur.550..371S . дои : 10.1038/nature24048 . ПМИД   29052625 . S2CID   205260736 . Архивировано (PDF) из оригинала 30 октября 2018 г. Проверено 25 августа 2019 г.
  49. ^ Ландау и Лифшиц (1975 , стр. 361): «Интересно отметить, что в замкнутом пространстве общий электрический заряд должен быть равен нулю. А именно, каждая замкнутая поверхность в конечном пространстве заключает с каждой стороны себя конечную область Поэтому поток электрического поля через эту поверхность равен, с одной стороны, полному заряду, находящемуся внутри поверхности, а с другой стороны, полному заряду вне ее, с противоположным знаком. Следовательно, сумма зарядов на двух сторонах поверхности равна нулю».
  50. ^ Каку, Мичио (2008). Физика невозможного: научное исследование мира фазеров, силовых полей, телепортации и путешествий во времени . Издательская группа Кнопфа Doubleday. стр. 202 –. ISBN  978-0-385-52544-2 .
  51. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Барс, Ицхак; Тернинг, Джон (2018). Дополнительные измерения в пространстве и времени . Спрингер. стр. 27–. ISBN  978-0-387-77637-8 . Проверено 19 октября 2018 г.
  52. ^ Крокетт, Кристофер (20 февраля 2013 г.). «Что такое световой год?» . ЗемляНебо . Архивировано из оригинала 20 февраля 2015 года . Проверено 20 февраля 2015 г.
  53. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Риндлер , с. 196.
  54. ^ Кристиан, Эрик; Самар, Сафи-Харб . «Насколько велик Млечный Путь?» . Архивировано из оригинала 2 февраля 1999 года . Проверено 28 ноября 2007 г.
  55. ^ Холл, Шеннон (4 мая 2015 г.). «Увеличенный размер Млечного Пути, решение галактической головоломки» . Space.com. Архивировано из оригинала 7 июня 2015 года . Проверено 9 июня 2015 г.
  56. ^ Рибас, И.; Джорди, К.; Виларделл, Ф.; Фицпатрик, Эл.; Хилдич, RW; Гинан, Ф. Эдвард (2005). «Первое определение расстояния и фундаментальных свойств затменной двойной системы в галактике Андромеды». Астрофизический журнал . 635 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0511045 . Бибкод : 2005ApJ...635L..37R . дои : 10.1086/499161 . S2CID   119522151 .
    МакКонначи, штат Аризона; Ирвин, MJ; Фергюсон, АНМ ; Ибата, РА; Льюис, Г.Ф.; Танвир, Н. (2005). «Расстояния и металличность для 17 галактик Местной группы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 356 (4): 979–997. arXiv : astro-ph/0410489 . Бибкод : 2005МНРАС.356..979М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x .
  57. ^ Янек, Ванесса (20 февраля 2015 г.). «Как космос может путешествовать быстрее скорости света?» . Вселенная сегодня . Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 года . Проверено 6 июня 2015 г.
  58. ^ «Возможны ли путешествия или связь со скоростью, превышающей скорость света? Раздел: Расширение Вселенной» . Филип Гиббс . 1997. Архивировано из оригинала 10 марта 2010 года . Проверено 6 июня 2015 г.
  59. ^ Варданян М.; Тротта, Р.; Силк, Дж. (28 января 2011 г.). «Применение байесовской модели, усредняющей кривизну и размер Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 413 (1): Л91–Л95. arXiv : 1101.5476 . Бибкод : 2011MNRAS.413L..91V . дои : 10.1111/j.1745-3933.2011.01040.x . S2CID   2616287 .
  60. ^ Шрайбер, Урс (6 июня 2008 г.). «Городские мифы в современной космологии» . Кафе «Н-Категория» . Техасский университет в Остине . Архивировано из оригинала 1 июля 2020 года . Проверено 1 июня 2020 г.
  61. ^ Дон Н. Пейдж (2007). «Вызов Сасскинда предложению Хартла-Хокинга об отсутствии границ и возможные решения». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2007 (1): 004. arXiv : hep-th/0610199 . Бибкод : 2007JCAP...01..004P . дои : 10.1088/1475-7516/2007/01/004 . S2CID   17403084 .
  62. ^ Берарделли, Фил (25 марта 2010 г.). «Столкновения галактик порождают квазары» . Новости науки . Архивировано из оригинала 25 марта 2022 года . Проверено 30 июля 2022 г.
  63. ^ Рисс, Адам Г .; Филиппенко; Чаллис; Клоккьятти; Диркс; Гарнавич; Гиллиленд; Хоган; Джа; Киршнер; Лейбундгут; Филлипс; Рейсс; Шмидт; Шоммер; Смит; Спиромилио; Стаббс; Сунцев; Тонри (1998). «Наблюдения за сверхновыми ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Бибкод : 1998AJ....116.1009R . дои : 10.1086/300499 . S2CID   15640044 .
  64. ^ Перлмуттер, С .; Старение; Гольдхабер; Кнопка; Ньюджент; Кастро; Деустуа; Фаббро; Гобар; Жених; Крюк; Ким; Ким; Ли; Нуньес; Боль; Пеннипакер; Куимби; Лидман; Эллис; Ирвин; МакМахон; Руис-Лабридж; Уолтон; Шефер; Бойл; Филиппенко; Мэтисон; Фрукты; и др. (1999). «Измерения омеги и лямбды по 42 сверхновым с высоким красным смещением» Астрофизический журнал . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph/9812133 . Бибкод : 1999ApJ...517..565P . дои : 10.1086/307221 . S2CID   118910636 .
  65. ^ Сервей, Раймонд А.; Моисей, Клемент Дж.; Мойер, Курт А. (2004). Современная физика . Cengage Обучение. п. 21. ISBN  978-1-111-79437-8 .
  66. ^ Фракной, Эндрю; и др. (2022). Астрономия 2е . ОпенСтакс. п. 1017. ИСБН  978-1-951-69350-3 . Архивировано из оригинала 14 февраля 2023 года . Проверено 14 февраля 2023 г.
  67. ^ «Нобелевская премия по физике 2011» . Архивировано из оригинала 17 апреля 2015 года . Проверено 16 апреля 2015 г.
  68. ^ Прощай, Деннис (11 октября 2003 г.). «Космический рывок, перевернувший Вселенную» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 июля 2017 года . Проверено 20 февраля 2017 г.
  69. ^ Шютц, Бернард (2009). Первый курс общей теории относительности (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. стр. 142, 171 . ISBN  978-0-521-88705-2 .
  70. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Мермин, Н. Дэвид (2021) [2005]. Пришло время: понимание теории относительности Эйнштейна (изд. Принстонской научной библиотеки в мягкой обложке). Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-12201-4 . OCLC   1193067111 .
  71. ^ Брилл, Дитер; Якобсен, Тед (2006). «Пространство-время и евклидова геометрия». Общая теория относительности и гравитация . 38 (4): 643–651. arXiv : gr-qc/0407022 . Бибкод : 2006GReGr..38..643B . CiteSeerX   10.1.1.338.7953 . дои : 10.1007/s10714-006-0254-9 . S2CID   119067072 .
  72. ^ Уилер, Джон Арчибальд (2010). Геоны, черные дыры и квантовая пена: жизнь в физике . WW Нортон и компания. ISBN  978-0-393-07948-7 . Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 года . Проверено 17 февраля 2023 г.
  73. ^ Керстинг, Магдалена (май 2019 г.). «Свободное падение в искривленном пространстве-времени – как визуализировать гравитацию в общей теории относительности» . Физическое образование . 54 (3): 035008. Бибкод : 2019PhyEd..54c5008K . дои : 10.1088/1361-6552/ab08f5 . hdl : 10852/74677 . ISSN   0031-9120 . S2CID   127471222 .
  74. ^ Гольдштейн, Герберт ; Пул, Чарльз П .; Сафко, Джон Л. (2002). Классическая механика (3-е изд.). Сан-Франциско: Эддисон Уэсли. ISBN  0-201-31611-0 . OCLC   47056311 .
  75. ^ Гудштейн, Джудит Р. (2018). Итальянские математики Эйнштейна: Риччи, Леви-Чивита и рождение общей теории относительности . Провиденс, Род-Айленд: Американское математическое общество. п. 143. ИСБН  978-1-4704-2846-4 . OCLC   1020305599 .
  76. ^ Шоке-Брюа, Ивонн (2009). Общая теория относительности и уравнения Эйнштейна . Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-19-155226-7 . OCLC   317496332 .
  77. ^ Прескод-Вайнштейн, Чанда (2021). Неупорядоченный космос: путешествие в темную материю, пространство-время и отложенные мечты . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Книги жирным шрифтом. ISBN  978-1-5417-2470-9 . OCLC   1164503847 . Архивировано из оригинала 21 февраля 2022 года . Проверено 17 февраля 2023 г.
  78. ^ «Миссия WMAP – Эра Вселенной» . map.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 4 декабря 2022 года . Проверено 14 февраля 2023 г.
  79. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Люмине, Жан-Пьер ; Уикс, Джеффри Р.; Риасуэло, Ален; Леук, Роланд; Узан, Жан-Филипп (9 октября 2003 г.). «Топология додекаэдрического пространства как объяснение слабых широкоугольных температурных корреляций в космическом микроволновом фоне» . Природа (Представлена ​​рукопись). 425 (6958): 593–595. arXiv : astro-ph/0310253 . Бибкод : 2003Natur.425..593L . дои : 10.1038/nature01944 . ПМИД   14534579 . S2CID   4380713 . Архивировано из оригинала 17 мая 2021 года . Проверено 21 августа 2018 г.
  80. ^ Люмине, Жан-Пьер; Рукема, Будевейн Ф. (1999). «Топология Вселенной: теория и наблюдения» Труды Школы космологии в Каргезе, Корсика, август 1998 г. arXiv : astro-ph/9901364 . Бибкод : 1999ASIC..541..117L .
  81. ^ Харрисон, Эдвард Роберт (2000). Космология: наука о Вселенной . Издательство Кембриджского университета. стр. 447–. ISBN  978-0-521-66148-5 . Архивировано из оригинала 26 августа 2016 года . Проверено 1 мая 2011 г.
  82. ^ Лиддл, Эндрю Р.; Лит, Дэвид Хилари (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура . Издательство Кембриджского университета. стр. 24–. ISBN  978-0-521-57598-0 . Архивировано из оригинала 31 декабря 2013 года . Проверено 1 мая 2011 г.
  83. ^ «Какова окончательная судьба Вселенной?» . Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. Архивировано из оригинала 22 декабря 2021 года . Проверено 23 августа 2015 г.
  84. ^ Рукема, Будевейн; Булинский, Збигнев; Саневская, Агнешка; Годен, Николя Э. (2008). «Проверка гипотезы топологии додекаэдрического пространства Пуанкаре с данными WMAP CMB». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 747–753. arXiv : 0801.0006 . Бибкод : 2008A&A...482..747L . дои : 10.1051/0004-6361:20078777 . S2CID   1616362 .
  85. ^ Аурих, Ральф; Люстиг, С.; Штайнер, Ф.; Затем Х. (2004). «Гиперболические вселенные с рогатой топологией и анизотропией реликтового излучения». Классическая и квантовая гравитация . 21 (21): 4901–4926. arXiv : astro-ph/0403597 . Бибкод : 2004CQGra..21.4901A . дои : 10.1088/0264-9381/21/21/010 . S2CID   17619026 .
  86. ^ Сотрудничество Планка (2014). «Результаты Планка 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 571 : А16. arXiv : 1303.5076 . Бибкод : 2014A&A...571A..16P . дои : 10.1051/0004-6361/201321591 . S2CID   118349591 .
  87. ^ «Планк открывает «почти идеальную» Вселенную» . Майкл Бэнкс . Мир физики. 21 марта 2013. Архивировано из оригинала 24 марта 2013 года . Проверено 21 марта 2013 г.
  88. ^ Фридрих, Саймон (12 ноября 2021 г.). "Тонкая настройка" . Стэнфордская энциклопедия философии . Центр изучения языка и информации (CSLI), Стэнфордский университет. Архивировано из оригинала 10 октября 2023 года . Проверено 15 февраля 2022 г.
  89. ^ Исаак, Марк, изд. (2005). «CI301: Антропный принцип» . Указатель утверждений креационистов . Архив TalkOrigins . Архивировано из оригинала 1 июля 2014 года . Проверено 31 октября 2007 г.
  90. ^ Фриче, Хельмут. «электромагнитное излучение | физика» . Британская энциклопедия . п. 1. Архивировано из оригинала 31 августа 2015 года . Проверено 26 июля 2015 г.
  91. ^ «Физика 7: Относительность, пространство-время и космология» (PDF) . Физика 7: Теория относительности, пространство-время и космология . Калифорнийский университет Риверсайд. Архивировано из оригинала (PDF) 5 сентября 2015 года . Проверено 26 июля 2015 г.
  92. ^ «Физика – для XXI века» . сайт Learner.org . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики Анненберг Лайнер. Архивировано из оригинала 7 сентября 2015 года . Проверено 27 июля 2015 г.
  93. ^ «Темная материя. История формируется темной силой» . Тимоти Феррис . Нэшнл Географик. 2015. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года . Проверено 29 декабря 2015 г.
  94. ^ Редд, SPACE.com, Нола Тейлор. «Официально: Вселенная медленно умирает» . Научный американец . Архивировано из оригинала 12 августа 2015 года . Проверено 11 августа 2015 г.
  95. ^ Парр, Уилл; и др. «RIP Universe – Ваше время приближается… Медленно | Видео» . Space.com. Архивировано из оригинала 13 августа 2015 года . Проверено 20 августа 2015 г.
  96. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Шон Кэрролл, доктор философии, Калифорнийский технологический институт, 2007, The Teaching Company, Темная материя, Темная энергия: Темная сторона Вселенной , Путеводитель, часть 2. с. 46, по состоянию на 7 октября 2013 г., «...темная материя: невидимый, по существу бесстолкновительный компонент материи, составляющий около 25 процентов плотности энергии Вселенной... это другой тип частиц... что-то не так. все же наблюдалось в лаборатории..."
  97. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Пиблз, PJE и Ратра, Бхарат (2003). «Космологическая постоянная и темная энергия». Обзоры современной физики . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Бибкод : 2003РвМП...75..559П . дои : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID   118961123 .
  98. ^ Мандолеси, Н.; Кальцолари, П.; Кортильони, С.; Дельпино, Ф.; Сирони, Г.; Инзани, П.; Деамичи, Г.; Сольхейм, Ж.-Э.; Бергер, Л.; Партридж, РБ; Мартенис, Польша; Сангри, Швейцария; Харви, Р.К. (1986). «Крупномасштабная однородность Вселенной, измеренная по микроволновому фону». Природа . 319 (6056): 751–753. Бибкод : 1986Natur.319..751M . дои : 10.1038/319751a0 . S2CID   4349689 .
  99. ^ Ганн, Алистер (29 ноября 2023 г.). «Сколько галактик во Вселенной? Знают ли астрономы, сколько галактик существует? Сколько мы можем увидеть в наблюдаемой Вселенной?» . BBC Небо в ночное время . Архивировано из оригинала 3 декабря 2023 года . Проверено 2 декабря 2023 г.
  100. ^ «Космический корабль «Новые горизонты» отвечает на вопрос: насколько темен космос?» . физ.орг . Архивировано из оригинала 15 января 2021 года . Проверено 15 января 2021 г.
  101. ^ Хауэлл, Элизабет (20 марта 2018 г.). «Сколько существует галактик?» . Space.com . Архивировано из оригинала 28 февраля 2021 года . Проверено 5 марта 2021 г.
  102. ^ Персонал (2019). «Сколько звезд во Вселенной?» . Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 23 сентября 2019 года . Проверено 21 сентября 2019 г.
  103. ^ Маров, Михаил Я. (2015). «Строение Вселенной». Основы современной астрофизики . стр. 279–294. дои : 10.1007/978-1-4614-8730-2_10 . ISBN  978-1-4614-8729-6 .
  104. ^ Маки, Глен (1 февраля 2002 г.). «Увидеть Вселенную в песчинке Таранаки» . Центр астрофизики и суперкомпьютеров . Архивировано из оригинала 30 июня 2012 года . Проверено 28 января 2017 г.
  105. ^ Мак, Эрик (19 марта 2015 г.). «На всех наших пляжах может быть больше планет, похожих на Землю, чем песчинок. Новое исследование утверждает, что только Млечный Путь наполнен миллиардами потенциально обитаемых планет – и это всего лишь один кусочек Вселенной» . CNET . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 года . Проверено 1 декабря 2023 г.
  106. ^ Т. Бовэр, Т.; Лайнвивер, Швейцария; Якобсен, СК (13 марта 2015 г.). «Использование склонностей систем Кеплера для определения приоритетности новых предсказаний экзопланет на основе Тициуса-Боде» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 448 (4): 3608–3627. arXiv : 1412.6230 . дои : 10.1093/mnras/stv221 . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 года . Проверено 1 декабря 2023 г.
  107. ^ Бейкер, Гарри (11 июля 2021 г.). «Сколько атомов в наблюдаемой Вселенной?» . Живая наука . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 года . Проверено 1 декабря 2023 г.
  108. ^ Тотани, Томонори (3 февраля 2020 г.). «Появление жизни в инфляционной Вселенной» . Научные отчеты . 10 (1671): 1671. arXiv : 1911.08092 . Бибкод : 2020НатСР..10.1671Т . дои : 10.1038/s41598-020-58060-0 . ПМК   6997386 . ПМИД   32015390 .
  109. ^ «Раскрытие тайны карликовой галактики в Деве» . Пресс-релиз Европейской южной обсерватории . ESO: 12. 3 мая 2000 г. Бибкод : 2000eso..pres...12. Архивировано из оригинала 13 июля 2015 года . Проверено 3 января 2007 г.
  110. ^ «Самый большой портрет галактики, сделанный Хабблом, предлагает новый вид в высоком разрешении» . НАСА. 28 февраля 2006 г. Архивировано из оригинала 27 мая 2020 г. . Проверено 3 января 2007 г.
  111. ^ Гибни, Элизабет (3 сентября 2014 г.). «Новый адрес Земли: Солнечная система, Млечный Путь, Ланиакея » . Природа . дои : 10.1038/nature.2014.15819 . S2CID   124323774 . Архивировано из оригинала 7 января 2019 года . Проверено 21 августа 2015 г.
  112. ^ «Местная группа» . Фрейзер Кейн . Вселенная сегодня. 4 мая 2009 г. Архивировано из оригинала 21 июня 2018 г. Проверено 21 августа 2015 г.
  113. ^ Девлин, Ханна ; Корреспондент журнала «Наука» (20 апреля 2015 г.). «Астрономы обнаружили, что самая крупная известная структура во Вселенной — это… большая дыра» . Хранитель . Архивировано из оригинала 7 февраля 2017 года . Проверено 18 декабря 2016 г.
  114. ^ «Содержимое Вселенной — круговая диаграмма WMAP за 9 лет» . wmap.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 5 сентября 2015 года . Проверено 26 июля 2015 г.
  115. ^ Риндлер , с. 202.
  116. ^ Лиддл, Эндрю (2003). Введение в современную космологию (2-е изд.). Джон Уайли и сыновья. ISBN  978-0-470-84835-7 . . п. 2.
  117. ^ Ливио, Марио (2001). Ускоряющаяся Вселенная: бесконечное расширение, космологическая константа и красота космоса . Джон Уайли и сыновья. п. 53. ИСБН  978-0-471-43714-7 . Архивировано из оригинала 13 мая 2021 года . Проверено 31 марта 2012 г.
  118. ^ Пиблз, PJE и Ратра, Бхарат (2003). «Космологическая постоянная и темная энергия». Обзоры современной физики . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Бибкод : 2003РвМП...75..559П . дои : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID   118961123 .
  119. ^ Стейнхардт, Пол Дж.; Турок, Нил (2006). «Почему космологическая постоянная мала и положительна». Наука . 312 (5777): 1180–1183. arXiv : astro-ph/0605173 . Бибкод : 2006Sci...312.1180S . дои : 10.1126/science.1126231 . ПМИД   16675662 . S2CID   14178620 .
  120. ^ «Темная энергия» . Гиперфизика . Архивировано из оригинала 27 мая 2013 года . Проверено 4 января 2014 г.
  121. ^ Кэрролл, Шон (2001). «Космологическая постоянная» . Живые обзоры в теории относительности . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Бибкод : 2001LRR.....4....1C . дои : 10.12942/lrr-2001-1 . ПМК   5256042 . ПМИД   28179856 . Архивировано из оригинала 13 октября 2006 года . Проверено 28 сентября 2006 г.
  122. ^ «Планк запечатлел портрет молодой Вселенной, обнаружив самый ранний свет» . Кембриджский университет. 21 марта 2013. Архивировано из оригинала 17 апреля 2019 года . Проверено 21 марта 2013 г.
  123. ^ Дэвис, П. (1992). Новая физика: синтез . Издательство Кембриджского университета . п. 1. ISBN  978-0-521-43831-5 . Архивировано из оригинала 3 февраля 2021 года . Проверено 17 мая 2020 г.
  124. ^ Персик, Массимо; Салуччи, Паоло (1 сентября 1992 г.). «Барионное содержание Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 258 (1): 14П–18П. arXiv : astro-ph/0502178 . Бибкод : 1992MNRAS.258P..14P . дои : 10.1093/mnras/258.1.14P . ISSN   0035-8711 . S2CID   17945298 .
  125. ^ Шулл, Дж. Майкл; Смит, Бриттон Д.; Дэнфорт, Чарльз В. (1 ноября 2012 г.). «Перепись барионов в многофазной межгалактической среде: 30% барионов все еще могут отсутствовать» . Астрофизический журнал . 759 (1): 23. arXiv : 1112.2706 . Бибкод : 2012ApJ...759...23S . дои : 10.1088/0004-637X/759/1/23 . ISSN   0004-637X . S2CID   119295243 . Архивировано из оригинала 21 сентября 2023 года . Проверено 27 февраля 2023 г. Обзоры галактик обнаружили ~ 10% этих барионов в коллапсирующих объектах, таких как галактики, группы и скопления [...] Из оставшихся 80–90% космологических барионов примерно половина может приходиться на долю низкоz [ межгалактическая среда]
  126. ^ Маккар, Ж.-П.; Прочаска, JX; Маккуинн, М.; Баннистер, КВ; Бхандари, С.; День, СК; Деллер, AT; Экерс, Р.Д.; Джеймс, CW; Марнох, Л.; Ословский, С.; Филлипс, К.; Райдер, SD; Скотт, доктор медицинских наук; Шеннон, РМ (28 мая 2020 г.). «Перепись барионов во Вселенной по локализованным быстрым радиовсплескам» . Природа . 581 (7809): 391–395. arXiv : 2005.13161 . Бибкод : 2020Natur.581..391M . дои : 10.1038/s41586-020-2300-2 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   32461651 . S2CID   256821489 . Архивировано из оригинала 5 ноября 2023 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  127. ^ Цветы, Пол; и др. (2019). Химия 2е . ОпенСтакс. п. 14. ISBN  978-1-947-17262-3 . Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 года . Проверено 17 февраля 2023 г.
  128. ^ «Нобелевская премия по физике 2001 года» . NobelPrize.org . Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 года . Проверено 17 февраля 2023 г.
  129. ^ Коэн-Таннуджи, Клод ; Гери-Оделин, Дэвид (2011). Достижения атомной физики: обзор . Всемирная научная. п. 684. ИСБН  978-981-4390-58-3 . Архивировано из оригинала 4 июня 2023 года . Проверено 17 февраля 2023 г.
  130. ^ 'т Хоофт, Г. (1997). В поисках идеальных строительных блоков . Издательство Кембриджского университета . п. 6 . ISBN  978-0-521-57883-7 .
  131. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. стр. 362–435 . ISBN  978-0-226-10953-4 .
  132. ^ Вельтман, Мартинус (2003). Факты и загадки физики элементарных частиц . Всемирная научная. ISBN  978-981-238-149-1 .
  133. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Брайбан, Сильви; Джакомелли, Джорджо; Спурио, Маурицио (2012). Частицы и фундаментальные взаимодействия: введение в физику элементарных частиц (2-е изд.). Спрингер . стр. 1–3. ISBN  978-94-007-2463-1 . Архивировано из оригинала 26 августа 2016 года . Проверено 27 января 2016 г.
  134. ^ Клоуз, Фрэнк (2012). Физика элементарных частиц: очень краткое введение . Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-19-280434-1 .
  135. ^ Манн, Адам (20 августа 2022 г.). «Что такое элементарные частицы?» . Живая наука . Архивировано из оригинала 17 августа 2023 года . Проверено 17 августа 2023 г.
  136. ^ Цвибах, Бартон (2022). Освоение квантовой механики: основы, теория и приложения . С Прессой. п. 31. ISBN  978-0-262-04613-8 .
  137. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Ортер, Р. (2006). Теория почти всего: стандартная модель, невоспетый триумф современной физики (Kindle) . Группа Пингвин . п. 2 . ISBN  978-0-13-236678-6 .
  138. ^ Онииси, П. (23 октября 2012 г.). «Часто задаваемые вопросы о бозоне Хиггса» . Группа ATLAS Техасского университета . Архивировано из оригинала 12 октября 2013 года . Проверено 8 января 2013 г.
  139. ^ Штрасслер, М. (12 октября 2012 г.). «Часто задаваемые вопросы по Хиггсу 2.0» . ProfMattStrassler.com . Архивировано из оригинала 12 октября 2013 года . Проверено 8 января 2013 г. [В] Почему физики элементарных частиц так заботятся о частице Хиггса?
    [A] Ну, на самом деле это не так. Что их действительно волнует, так это поле Хиггса , потому что оно очень важно. [курсив в оригинале]
  140. ^ Вайнберг, Стивен (2011). Мечты об окончательной теории: поиск учеными окончательных законов природы . Издательская группа Кнопфа Doubleday. ISBN  978-0-307-78786-6 .
  141. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Эллдей, Джонатан (2002). Кварки, лептоны и Большой взрыв (2-е изд.). Издательство ИОП. ISBN  978-0-7503-0806-9 .
  142. ^ «Лептон (физика)» . Британская энциклопедия . Архивировано из оригинала 11 мая 2015 года . Проверено 29 сентября 2010 г.
  143. ^ Харари, Х. (1977). «За гранью очарования». В Балиане, Р.; Ллевеллин-Смит, CH (ред.). Слабые и электромагнитные взаимодействия при высоких энергиях, Лез Уш, Франция, 5 июля – 14 августа 1976 г. Материалы летней школы Ле Уш. Том. 29. Северная Голландия . п. 613.
  144. ^ Харари Х. (1977). «Три поколения кварков и лептонов» (PDF) . У Э. ван Гёлера; Вайнштейн Р. (ред.). Материалы XII Rencontre de Moriond . п. 170. СЛАК-ПУБ-1974. Архивировано (PDF) из оригинала 13 мая 2020 г. Проверено 29 мая 2020 г.
  145. ^ «Эксперимент подтверждает известную физическую модель» (Пресс-релиз). Пресс-служба Массачусетского технологического института . 18 апреля 2007 года. Архивировано из оригинала 5 июля 2013 года . Проверено 2 июня 2015 г.
  146. ^ «Тепловая история Вселенной и ранний рост флуктуаций плотности» (PDF) . Гвиневра Кауфман . Институт астрофизики Макса Планка . Архивировано (PDF) из оригинала 21 августа 2016 г. Проверено 6 января 2016 г.
  147. ^ «Первые несколько минут» . Эрик Чессон . Гарвардский Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 4 декабря 2013 года . Проверено 6 января 2016 г.
  148. ^ «Хронология Большого взрыва» . Физика Вселенной . Архивировано из оригинала 30 марта 2020 года . Проверено 6 января 2016 г.
  149. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). «25-2». Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство Колледжа Сондерса. ISBN  978-0-03-006228-5 .
  150. ^ Рейн и Томас (2001 , стр. 12)
  151. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Рейн и Томас (2001 , стр. 66)
  152. ^ Фридман, А. (1922). «О кривизне пространства» (PDF) . Журнал физики . 10 (1): 377–386. Бибкод : 1922ZPhy...10..377F . дои : 10.1007/BF01332580 . S2CID   125190902 . Архивировано (PDF) из оригинала 15 мая 2016 г. Проверено 13 августа 2015 г.
  153. ^ Рейн и Томас (2001 , стр. 122–123)
  154. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Рейн и Томас (2001 , стр. 70)
  155. ^ Рейн и Томас (2001 , стр. 84)
  156. ^ Рейн и Томас (2001 , стр. 88, 110–113)
  157. ^ Муниц, МК (1959). «Одна вселенная или много?». Журнал истории идей . 12 (2): 231–255. дои : 10.2307/2707516 . JSTOR   2707516 .
  158. ^ Линде, А. (1986). «Вечная хаотическая инфляция» . Мод. Физ. Летт. А. ​ 1 (2): 81–85. Бибкод : 1986МПЛА....1...81Л . дои : 10.1142/S0217732386000129 . S2CID   123472763 . Архивировано из оригинала 17 апреля 2019 года . Проверено 6 августа 2017 г.
    Линде, А. (1986). «Вечно существующая самовоспроизводящаяся хаотическая инфляционная Вселенная» (PDF) . Физ. Летт. Б. ​ 175 (4): 395–400. Бибкод : 1986PhLB..175..395L . дои : 10.1016/0370-2693(86)90611-8 . Архивировано (PDF) из оригинала 27 ноября 2013 г. Проверено 17 марта 2011 г.
  159. ^ Эверетт, Хью (1957). «Формулировка относительного состояния квантовой механики». Обзоры современной физики . 29 (3): 454–462. Бибкод : 1957РвМП...29..454Е . дои : 10.1103/RevModPhys.29.454 . S2CID   17178479 .
  160. ^ Болл, Филип (17 февраля 2015 г.). «Слишком много миров» . Aeon.co. ​ Архивировано из оригинала 27 сентября 2021 года . Проверено 23 сентября 2021 г.
  161. ^ Перес, Ашер (1995). Квантовая теория: концепции и методы . Академическое издательство Клувер. п. 374. ИСБН  0-7923-2549-4 .
  162. ^ Кент, Адриан (февраль 2015 г.). «Есть ли смысл говорить о самоопределяющейся неопределенности в универсальной волновой функции? Замечания о Себенсе и Кэрролле». Основы физики . 45 (2): 211–217. arXiv : 1408.1944 . Бибкод : 2015FoPh...45..211K . дои : 10.1007/s10701-014-9862-5 . ISSN   0015-9018 . S2CID   118471198 .
  163. ^ Шлоссауэр, Максимилиан; Кофлер, Йоханнес; Цайлингер, Антон (1 августа 2013 г.). «Снимок основополагающих взглядов на квантовую механику». Исследования по истории и философии науки. Часть B: Исследования по истории и философии современной физики . 44 (3): 222–230. arXiv : 1301.1069 . Бибкод : 2013ШПМП..44..222С . дои : 10.1016/j.shpsb.2013.04.004 . ISSN   1355-2198 . S2CID   55537196 .
  164. ^ Мермин, Н. Дэвид (1 июля 2012 г.). «Комментарий: Квантовая механика: исправление ошибочного раскола» . Физика сегодня . 65 (7): 8–10. Бибкод : 2012ФТ....65г...8М . дои : 10.1063/PT.3.1618 . ISSN   0031-9228 . Новые интерпретации появляются каждый год. Никто никогда не исчезает.
  165. ^ Кабельо, Адан (2017). «Интерпретации квантовой теории: карта безумия». В Ломбарди, Олимпия ; Фортин, Себастьян; Холик, Федерико; Лопес, Кристиан (ред.). Что такое квантовая информация? . Издательство Кембриджского университета. стр. 138–143. arXiv : 1509.04711 . Бибкод : 2015arXiv150904711C . дои : 10.1017/9781316494233.009 . ISBN  9781107142114 . S2CID   118419619 .
  166. ^ Гаррига, Хауме; Виленкин, Александр (2007). «Множество миров в одном». Физический обзор D . 64 (4): 043511. arXiv : gr-qc/0102010v2 . дои : 10.1103/PhysRevD.64.043511 . S2CID   119000743 .
  167. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Тегмарк, Макс (2003). «Параллельные вселенные. Другие вселенные — это не просто предмет научной фантастики, они являются прямым следствием космологических наблюдений». Научный американец . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Бибкод : 2003SciAm.288e..40T . doi : 10.1038/scientificamerican0503-40 . ПМИД   12701329 .
  168. ^ Тегмарк, Макс (2003). «Параллельные вселенные». Научный американец . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Бибкод : 2003SciAm.288e..40T . doi : 10.1038/scientificamerican0503-40 . ПМИД   12701329 .
  169. ^ Хил, Франсиско Хосе Солер; Альфонсека, Мануэль (2013). «О бесконечном повторении историй в космосе». Theoria: Международный журнал теории, истории и основ науки . 29 (3): 361. arXiv : 1301.5295 . дои : 10.1387/theoria.9951 . hdl : 10486/664735 . S2CID   52996408 .
  170. ^ Эллис, ГФ (2011). «Существует ли мультивселенная на самом деле?». Научный американец . 305 (2): 38–43. Бибкод : 2011SciAm.305a..38E . doi : 10.1038/scientificamerican0811-38 . ПМИД   21827123 .
  171. ^ Московиц, Клара (12 августа 2011 г.). «Странно! Наша Вселенная может быть «мультивселенной», говорят ученые» . наука о жизни . Архивировано из оригинала 5 мая 2015 года . Проверено 4 мая 2015 г.
  172. ^ Гернет, Дж. (1993–1994). «Пространство и время: наука и религия во встрече Китая и Европы». Китайская наука . Том. 11. С. 93–102.
  173. ^ Бландфорд Р.Д. (2015). «Век общей теории относительности: астрофизика и космология». Наука . 347 (6226): 1103–1108. Бибкод : 2015Sci...347.1103B . дои : 10.1126/science.aaa4033 . ПМИД   25745165 . S2CID   30364122 .
  174. ^ Лиминг, Дэвид А. (2010). Мифы о сотворении мира . АВС-КЛИО. п. XVIII. ISBN  978-1-59884-174-9 . В обычном использовании слово «миф» относится к рассказам или убеждениям, которые не соответствуют действительности или просто вымышлены; истории, составляющие национальную или этническую мифологию, описывают персонажей и события, которые, как подсказывает нам здравый смысл и опыт, невозможны. Тем не менее, все культуры прославляют такие мифы и приписывают им различную степень буквальной или символической истины .
  175. ^ Элиаде, Мирча (1964). Миф и реальность (Религиозные традиции мира) . Аллен и Анвин. ISBN  978-0-04-291001-7 .
  176. ^ Леонард, Скотт А.; МакКлюр, Майкл (2004). Миф и знания: введение в мировую мифологию . МакГроу-Хилл. ISBN  978-0-7674-1957-4 .
  177. ^ ( Генри Гравранд , «Цивилизация Серер-Пангул») [в] Университет Франкфурта-на-Майне , Институт Фробениуса, Немецкое общество культурной морфологии, Общество Фробениуса, «Пайдеума: Сообщения по культурным исследованиям, тома 43–44», Ф. Штайнер (1997), стр. 144–145, ISBN   3-515-02842-0
  178. ^ Янг, Луиза Б. (1993). Незавершенная Вселенная . Издательство Оксфордского университета. п. 21. ISBN  978-0-195-08039-1 . ОСЛК   26399171 .
  179. ^ Грэм, Дэниел В. (3 сентября 2019 г.). «Гераклит» . В Залте, Эдвард Н. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  180. ^ Палмер, Джон (19 октября 2020 г.). «Парменид» . В Залте, Эдвард Н. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  181. ^ Палмер, Джон (8 апреля 2021 г.). «Зинон Элейский» . В Залте, Эдвард Н. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  182. ^ Дауден, Брэдли. «Парадоксы Зенона» . Интернет-энциклопедия философии .
  183. ^ Уилл Дюрант , Наше восточное наследие :

    «Две системы индуистской мысли выдвигают физические теории, поразительно похожие на те, что были в Греции . Канада, основатель философии вайшешики, считал, что мир состоит из атомов, столь же многочисленных по природе, как и различных элементов. Джайны больше приближались к Демокриту , обучая что все атомы были одного типа и производили разные эффекты посредством различных комбинаций, считая свет и тепло разновидностью одного и того же вещества; Удаяна учил, что все тепло исходит от Солнца, а Вачаспати , как и Ньютон , интерпретировал свет как; состоит из мельчайших частиц, испускаемых веществами и поражающих глаз».

  184. ^ Щербатский, Ф.Т. (1930, 1962), Буддийская логика , Том 1, с. 19, Дувр, Нью-Йорк:

    «Буддисты вообще отрицали существование субстанциальной материи. Движение состоит для них из мгновений, это отрывистое движение, мгновенные вспышки потока энергии... «Все мимолетно»,... говорит буддист, потому что существует ничего лишнего... Обе системы [ санкхья , а затем и индийский буддизм] имеют общую тенденцию доводить анализ существования до его мельчайших, последних элементов, которые представляются как абсолютные качества или вещи, обладающие только одним уникальным качеством. называемые «качествами» ( гуна-дхарма ) в обеих системах в смысле абсолютных качеств, своего рода атомных или внутриатомных энергий, из которых состоят эмпирические вещи, поэтому обе системы согласны отрицать объективную реальность. категории Субстанции и Качества... и объединяющее их отношение Вывода. В философии Санкхьи не существует отдельного существования качеств. То, что мы называем качеством, является лишь частным проявлением тонкой сущности для каждой новой единицы качества. соответствует тонкому кванту материи, называемому гуна , «качество», но представляет собой тонкую субстантивную сущность. То же самое относится и к раннему буддизму, где все качества являются субстанциональными... или, точнее, динамическими сущностями, хотя их также называют дхармами («качествами»)».

  185. ^ Вайни, Дональд Уэйн (1985). «Космологический аргумент». Чарльз Хартшорн и существование Бога . СУНИ Пресс. стр. 65–68. ISBN  978-0-87395-907-0 .
  186. ^ Пирсолл, Джуди (1998). Новый Оксфордский словарь английского языка (1-е изд.). Оксфорд: Кларендон Пресс. п. 1341. ИСБН  978-0-19-861263-6 .
  187. ^ Эдвардс, Пол (1967). Энциклопедия философии . Нью-Йорк: Макмиллан. п. 34 .
  188. ^ Энциклопедия философии под ред. Пол Эдвардс . Нью-Йорк: Макмиллан и свободная пресса. 1967. с. 34.
  189. ^ Рид-Боуэн, Пол (15 апреля 2016 г.). Богиня как природа: к философской теологии . Тейлор и Фрэнсис . п. 70. ИСБН  9781317126348 .
  190. ^ Линдберг, Дэвид К. (2007). Истоки западной науки: европейская научная традиция в философском, религиозном и институциональном контексте (2-е изд.). Издательство Чикагского университета. п. 12. ISBN  9780226482057 .
  191. ^ Грант, Эдвард (2007). «Древний Египет до Платона» . История натуральной философии: от древнего мира до девятнадцатого века . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. стр. 1–26. ISBN  978-0-521-68957-1 .
  192. ^ Горовиц, Уэйн (1988). «Вавилонская карта мира». Ирак . 50 : 147–165. дои : 10.2307/4200289 . JSTOR   4200289 . S2CID   190703581 .
  193. ^ Киль, Отмар (1997). Символизм библейского мира . Айзенбрауны. стр. 20–22. ISBN  978-1-575-06014-9 . Архивировано из оригинала 13 марта 2024 года . Проверено 26 февраля 2023 г.
  194. ^ Райт, Ларри (август 1973 г.). «Астрономия Евдокса: геометрия или физика?» . Исследования по истории и философии науки . 4 (2): 165–172. Бибкод : 1973SHPSA...4..165W . дои : 10.1016/0039-3681(73)90002-2 . Архивировано из оригинала 15 марта 2023 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  195. ^ Дикати, Ренато (2013). «Астрономия древних» . Штамповка через астрономию . Милан: Спрингер Милан. стр. 19–55. дои : 10.1007/978-88-470-2829-6_2 . ISBN  978-88-470-2828-9 . Архивировано из оригинала 13 марта 2024 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  196. ^ Аристотель; Форстер, ES; Добсон, Дж. Ф. (1914). Де Мундо . Оксфорд: Кларендон Пресс. п. 2 .
  197. ^ Гольдштейн, Бернард Р. (1997). «Спасение явлений: предпосылки планетарной теории Птолемея». Журнал истории астрономии . 28 (1): 1–12. Бибкод : 1997JHA....28....1G . дои : 10.1177/002182869702800101 . S2CID   118875902 .
  198. ^ Бойер, К. (1968) История математики . Уайли, с. 54.
  199. ^ Хит, Томас (2013). Аристарх Самосский, древний Коперник: История греческой астрономии до Аристарха, вместе с трактатом Аристарха о размерах и расстояниях до Солнца и Луны . Издательство Кембриджского университета. п. 302. ИСБН  978-1-108-06233-6 . Архивировано из оригинала 13 марта 2024 года . Проверено 26 февраля 2023 г.
  200. ^ Калькутта, Джеймс Дж. (2015). Элементарная космология: от Вселенной Аристотеля до Большого взрыва и далее . Издательство ИОП. дои : 10.1088/978-1-6817-4100-0ch4 . ISBN  978-1-68174-100-0 . Архивировано из оригинала 5 июня 2018 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  201. ^ Нойгебауэр, Отто Э. (1945). «История проблем и методов древней астрономии». Журнал ближневосточных исследований . 4 (1): 166–173. дои : 10.1086/370729 . JSTOR   595168 . S2CID   162347339 . Халдей Селевк из Селевкии
  202. ^ Сартон, Джордж (1955). «Халдейская астрономия последних трех веков до нашей эры». Журнал Американского восточного общества . 75 (3): 166–173 [169]. дои : 10.2307/595168 . JSTOR   595168 . гелиоцентрическая астрономия, изобретенная Аристархом Самосским и все еще защищаемая век спустя Селевком Вавилонянином
  203. ^ Уильям П.Д. Вайтман (1951, 1953), Рост научных идей , Издательство Йельского университета. п. 38, где Вайтман называет Селевком Халдеем его .
  204. ^ Лучио Руссо , Flussi e reflux , Фельтринелли, Милан, Италия, 2003, ISBN   88-07-10349-4 .
  205. ^ Бартель (1987 , стр. 527)
  206. ^ Бартель (1987 , стр. 527–529)
  207. ^ Бартель (1987 , стр. 534–537)
  208. ^ Наср, Сейед Х. (1993) [1964]. Введение в исламские космологические доктрины (2-е изд.). 1-е издание издательства Гарвардского университета , 2-е издание издательства государственного университета Нью-Йорка . стр. 135–136 . ISBN  978-0-7914-1515-3 .
  209. ^ Фраучи, Стивен С .; Оленик, Ричард П.; Апостол, Том М .; Гудштейн, Дэвид Л. (2007). Механическая вселенная: механика и тепло (дополнительное издание). Кембридж [Кембриджшир]: Издательство Кембриджского университета. п. 58. ИСБН  978-0-521-71590-4 . ОСЛК   227002144 .
  210. ^ Миснер, Торн и Уилер , с. 754.
  211. ^ Элли, Эмма Ачабар. Наука в Коране . Том. 1. Библиотека Малика. п. 218.
  212. ^ Рагеп, Ф. Джамиль (2001). «Туси и Коперник: движение Земли в контексте». Наука в контексте . 14 (1–2): 145–163. дои : 10.1017/s0269889701000060 . S2CID   145372613 .
  213. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Миснер, Торн и Уиллер , стр. 755–756.
  214. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Миснер, Торн и Уиллер , с. 756.
  215. ^ Лаборатории реактивного движения Шезо (1744 г.). Трактат о комете . Лозанна. стр. 223 и далее. . Перепечатано как Приложение II в Диксон, ФП (1969). Чаша Ночи: Физическая Вселенная и научная мысль . Кембридж, Массачусетс: MIT Press. ISBN  978-0-262-54003-2 .
  216. ^ Ольберс HWM (1826 г.). «Неизвестное название». Ярбух Боде . 111 . . Перепечатано как Приложение I в Диксон, ФП (1969). Чаша Ночи: Физическая Вселенная и научная мысль . Кембридж, Массачусетс: MIT Press. ISBN  978-0-262-54003-2 .
  217. ^ Джинсы, Дж. Х. (1902). «Стабильность сферической туманности». Философские труды Королевского общества А. 199 (312–320): 1–53. Бибкод : 1902RSPTA.199....1J . дои : 10.1098/rsta.1902.0012 . JSTOR   90845 .
  218. ^ Миснер, Торн и Уилер , с. 757.
  219. ^ Джонс, Кеннет Глин (февраль 1971 г.). «Наблюдательная основа космогонии Канта: критический анализ» . Журнал истории астрономии . 2 (1): 29–34. Бибкод : 1971JHA.....2...29J . дои : 10.1177/002182867100200104 . ISSN   0021-8286 . S2CID   126269712 . Архивировано из оригинала 27 февраля 2023 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  220. ^ Смит, Роберт В. (февраль 2008 г.). «За пределами Галактики: Развитие внегалактической астрономии 1885–1965, Часть 1» . Журнал истории астрономии . 39 (1): 91–119. Бибкод : 2008JHA....39...91S . дои : 10.1177/002182860803900106 . ISSN   0021-8286 . S2CID   117430789 . Архивировано из оригинала 27 февраля 2023 года . Проверено 27 февраля 2023 г.
  221. ^ Шаров Александр Сергеевич; Новиков, Игорь Дмитриевич (1993). Эдвин Хаббл, первооткрыватель Вселенной Большого Взрыва . Издательство Кембриджского университета. п. 34. ISBN  978-0-521-41617-7 . Архивировано из оригинала 23 июня 2013 года . Проверено 31 декабря 2011 г.
  222. ^ Эйнштейн, Альберт (1917). «Космологические соображения по общей теории относительности». Отчеты о заседании Прусской академии наук . 1917. (часть 1): 142–152.

Библиография

Внешние ссылки

Послушайте эту статью
(4 части по 1 часу 13 минутам )
  1. Продолжительность: 13 минут 33 секунды.
  2. Продолжительность: 21 минута 49 секунд.
  3. Продолжительность: 25 минут 42 секунды.
  4. Продолжительность: 11 минут 33 секунды.
Разговорная иконка Википедии
Эти аудиофайлы были созданы на основе редакции этой статьи от 13 июня 2012 г. ( 13 июня 2012 г. ) и не отражают последующие изменения.
( Аудио помощь · Больше устных статей )
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Universe&oldid=1227328433"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: acb9acda29a99bb9cf39344c9726840c__1717542960
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ac/0c/acb9acda29a99bb9cf39344c9726840c.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Universe - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)