stringtranslate.com

Вселенная

Вселенная — это все пространство и время [a] и их содержимое. [10] Она охватывает все существование , любое фундаментальное взаимодействие , физический процесс и физическую константу , и, следовательно, все формы материи и энергии , и структуры, которые они образуют, от субатомных частиц до целых галактических нитей . Пространство и время, согласно господствующей космологической теории Большого взрыва , возникли вместе13,787 ± 0,020 миллиарда лет назад, [11] и с тех пор вселенная расширяется . Сегодня вселенная расширилась до возраста и размера, которые физически наблюдаются только в частях, как наблюдаемая вселенная , которая составляет приблизительно 93 миллиарда световых лет в диаметре на сегодняшний день, в то время как пространственный размер, если таковой имеется, всей вселенной неизвестен. [3]

Некоторые из самых ранних космологических моделей Вселенной были разработаны древнегреческими и индийскими философами и были геоцентрическими , помещая Землю в центр. [12] [13] На протяжении столетий 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 законы движения планет Иоганна Кеплера и наблюдения Тихо Браге .

Дальнейшие улучшения наблюдений привели к осознанию того, что Солнце является одной из нескольких сотен миллиардов звезд в Млечном Пути , который является одной из нескольких сотен миллиардов галактик в наблюдаемой Вселенной. Многие звезды в галактике имеют планеты . В самом большом масштабе галактики распределены равномерно и одинаково во всех направлениях, что означает, что Вселенная не имеет ни края, ни центра. В меньших масштабах галактики распределены в скоплениях и сверхскоплениях , которые образуют огромные нити и пустоты в пространстве, создавая огромную пенистую структуру. [14] Открытия в начале 20-го века предположили, что Вселенная имела начало и с тех пор расширяется. [15]

Согласно теории Большого взрыва, изначально присутствовавшие энергия и материя стали менее плотными по мере расширения Вселенной. После начального ускоренного расширения, называемого инфляционной эпохой, примерно в 10 −32 секунд, и разделения четырех известных фундаментальных сил , Вселенная постепенно остыла и продолжила расширяться, что позволило сформироваться первым субатомным частицам и простым атомам . Гигантские облака водорода и гелия постепенно стягивались в места, где материя была наиболее плотной , образуя первые галактики, звезды и все остальное, что мы видим сегодня.

Изучая влияние гравитации как на материю, так и на свет, было обнаружено, что Вселенная содержит гораздо больше материи , чем объясняется видимыми объектами: звездами, галактиками, туманностями и межзвездным газом. Эта невидимая материя известна как темная материя [16] ( темная означает , что существует широкий спектр сильных косвенных доказательств ее существования, но мы пока не обнаружили ее напрямую), возникшая вместе с остальной частью физической вселенной, прежде чем постепенно собраться в пенную структуру из нитей и пустот и позволить другим формам материи объединиться в видимые структуры. Модель ΛCDM является наиболее широко принятой моделью Вселенной. Она предполагает, что около69,2% ± 1,2% массы и энергии во Вселенной составляет темная энергия , которая отвечает за ускорение расширения Вселенной , и около25,8% ± 1,1% — темная материя. [17] Обычная (« барионная ») материя, таким образом, только4,84% ± 0,1% физической вселенной. [17] Звезды, планеты и видимые газовые облака составляют лишь около 6% обычной материи. [18]

Существует множество конкурирующих гипотез о конечной судьбе вселенной и о том, что, если что-то и предшествовало Большому взрыву, в то время как другие физики и философы отказываются строить предположения, сомневаясь, что информация о предыдущих состояниях когда-либо будет доступна. Некоторые физики предложили различные гипотезы мультивселенной , в которых вселенная может быть одной из многих. [3] [19] [20]

Определение

Космический телескоп Хаббл – галактики сверхглубокого поля для уменьшения масштаба поля Legacy
(видео 00:50; 2 мая 2019 г.)

Физическая вселенная определяется как все пространство и время [a] (совместно именуемые пространством-временем ) и их содержимое. [10] Такое содержимое включает в себя всю энергию в ее различных формах, включая электромагнитное излучение и материю , и, следовательно, планеты, луны , звезды, галактики и содержимое межгалактического пространства . [21] [22] [23] Вселенная также включает в себя физические законы , которые влияют на энергию и материю, такие как законы сохранения , классическая механика и теория относительности . [24]

Вселенную часто определяют как «совокупность существования» или все , что существует, все, что существовало, и все, что будет существовать. [24] Фактически, некоторые философы и ученые поддерживают включение идей и абстрактных концепций, таких как математика и логика, в определение вселенной. [26] [27] [28] Слово вселенная может также относиться к таким концепциям, как космос , мир и природа . [29] [30]

Этимология

Слово « вселенная » происходит от старофранцузского слова univers , которое, в свою очередь, происходит от латинского слова universus , означающего «объединенный в одно». [31] Латинское слово «universum» использовалось Цицероном и более поздними латинскими авторами во многих из тех же значений, в которых используется современное английское слово. [32]

Синонимы

Термином для обозначения вселенной среди древнегреческих философов, начиная с Пифагора , было τὸ πᾶν ( tò pân ) «всё», определяемое как вся материя и всё пространство, и τὸ ὅλον ( tò hólon ) «всё», что не обязательно включало пустоту. [33] [34] Другим синонимом было ὁ κόσμος ( ho kósmos ), что означает « мир , космос ». [35] Синонимы также встречаются у латинских авторов ( totum , mundus , natura ) [36] и сохранились в современных языках, например, немецкие слова Das All , Weltall и Natur для обозначения вселенной . Те же синонимы встречаются в английском языке, например, everything (как в theory of everything ), the cosmos (как в cosmology ), the world (как в many-worlds interpretation ) и nature (как в natural laws или natural philosophy ). [37]

Хронология и Большой взрыв

Преобладающей моделью эволюции Вселенной является теория Большого взрыва. [38] [39] Модель Большого взрыва утверждает, что самое раннее состояние Вселенной было чрезвычайно горячим и плотным, и что Вселенная впоследствии расширялась и охлаждалась. Модель основана на общей теории относительности и на упрощающих предположениях, таких как однородность и изотропность пространства. Версия модели с космологической постоянной (Лямбда) и холодной темной материей , известная как модель Лямбда-CDM , является простейшей моделью, которая дает достаточно хорошее описание различных наблюдений о Вселенной.

На этой схематической диаграмме время течет слева направо, а вселенная представлена ​​в виде дискообразного «среза» в любой момент времени. Время и размер не в масштабе. Чтобы сделать ранние стадии видимыми, время до стадии послесвечения (на самом деле первые 0,003%) растянуто, а последующее расширение (на самом деле в 1100 раз к настоящему времени) в значительной степени подавлено.

Первоначальное горячее, плотное состояние называется эпохой Планка , краткий период, простирающийся от нулевого времени до одной единицы планковского времени, составляющей приблизительно 10−43 секунды. В эпоху Планка все типы материи и все типы энергии были сконцентрированы в плотном состоянии, и гравитация — в настоящее время самая слабая из четырех известных сил — как полагают, была такой же сильной, как и другие фундаментальные силы, и все силы могли быть объединены . Физика, контролирующая этот очень ранний период (включая квантовую гравитацию в эпоху Планка), не понята, поэтому мы не можем сказать, что, если что-то произошло, до нулевого времени . Со времени эпохи Планка Вселенная расширялась до своих нынешних масштабов, с очень коротким, но интенсивным периодом космической инфляции, предположительно произошедшим в течение первых 10−32 секунд. [40] Этот начальный период инфляции объяснил бы, почему пространство кажется очень плоским .

В течение первой доли секунды существования вселенной четыре фундаментальные силы разделились. По мере того, как вселенная продолжала остывать из своего непостижимо горячего состояния, различные типы субатомных частиц смогли сформироваться за короткие периоды времени, известные как эпоха кварков , эпоха адронов и эпоха лептонов . Вместе эти эпохи охватывали менее 10 секунд времени после Большого взрыва. Эти элементарные частицы стабильно связывались во все более крупные комбинации, включая стабильные протоны и нейтроны , которые затем образовывали более сложные атомные ядра посредством ядерного синтеза . [41] [42]

Этот процесс, известный как нуклеосинтез Большого взрыва , продолжался около 17 минут и закончился примерно через 20 минут после Большого взрыва, поэтому произошли только самые быстрые и простые реакции. Около 25% протонов и всех нейтронов во Вселенной по массе были преобразованы в гелий с небольшим количеством дейтерия ( форма водорода ) и следами лития . Любой другой элемент был образован только в очень малых количествах. Остальные 75% протонов остались незатронутыми, как ядра водорода . [41] [42] :  27–42

После того, как нуклеосинтез закончился, Вселенная вступила в период, известный как эпоха фотонов . В течение этого периода Вселенная была все еще слишком горячей для того, чтобы материя могла образовывать нейтральные атомы , поэтому она содержала горячую, плотную, туманную плазму отрицательно заряженных электронов , нейтральных нейтрино и положительных ядер. Примерно через 377 000 лет Вселенная остыла достаточно, чтобы электроны и ядра смогли образовать первые стабильные атомы . Это известно как рекомбинация по историческим причинам; электроны и ядра впервые объединились. В отличие от плазмы, нейтральные атомы прозрачны для многих длин волн света, поэтому впервые Вселенная также стала прозрачной. Фотоны, высвобождаемые (« разъединяемые »), когда эти атомы образовывались, все еще можно увидеть сегодня; они образуют космический микроволновый фон (CMB). [42] : 15–27 

По мере расширения Вселенной плотность энергии электромагнитного излучения уменьшается быстрее, чем плотность материи , поскольку энергия каждого фотона уменьшается по мере его космологического смещения в красную область спектра . Примерно через 47 000 лет плотность энергии материи стала больше, чем у фотонов и нейтрино , и начала доминировать в крупномасштабном поведении Вселенной. Это ознаменовало конец эпохи доминирования излучения и начало эпохи доминирования материи . [43] : 390 

На самых ранних стадиях Вселенной крошечные колебания в пределах плотности Вселенной привели к постепенному формированию концентраций темной материи . Обычная материя, притягиваемая к ним гравитацией , образовала большие газовые облака и в конечном итоге звезды и галактики, где темная материя была наиболее плотной, и пустоты , где она была наименее плотной. Примерно через 100–300 миллионов лет, [43] : 333  образовались первые звезды , известные как звезды Популяции III . Они, вероятно, были очень массивными, светящимися, неметаллическими и короткоживущими. Они были ответственны за постепенную реионизацию Вселенной между примерно 200–500 миллионами лет и 1 миллиардом лет, а также за засевание Вселенной элементами тяжелее гелия посредством звездного нуклеосинтеза . [44]

Вселенная также содержит таинственную энергию — возможно, скалярное поле — называемую темной энергией , плотность которой не меняется со временем. Примерно через 9,8 миллиарда лет вселенная расширилась достаточно, чтобы плотность материи стала меньше плотности темной энергии, что ознаменовало начало нынешней эпохи доминирования темной энергии . [45] В эту эпоху расширение вселенной ускоряется из-за темной энергии.

Физические свойства

Из четырех фундаментальных взаимодействий гравитация является доминирующей в астрономических масштабах длины. Эффекты гравитации являются кумулятивными; напротив, эффекты положительных и отрицательных зарядов имеют тенденцию нейтрализовать друг друга, делая электромагнетизм относительно незначительным в астрономических масштабах длины. Оставшиеся два взаимодействия, слабые и сильные ядерные силы , очень быстро уменьшаются с расстоянием; их эффекты ограничиваются в основном субатомными масштабами длины. [46] : 1470 

Во Вселенной, по-видимому, гораздо больше материи , чем антиматерии , асимметрия, возможно, связанная с нарушением CP . [47] Этот дисбаланс между материей и антиматерией частично ответственен за существование всей материи, существующей сегодня, поскольку материя и антиматерия, если бы они были в равной степени созданы при Большом взрыве , полностью уничтожили бы друг друга и оставили бы только фотоны в результате их взаимодействия. [48] Эти законы — закон Гаусса и недивергенция псевдотензора напряжения-энергии-импульса . [49]

Размер и регионы

Телевизионные сигналы , транслируемые с Земли, никогда не достигнут границ этого логарифмического графика наблюдаемой Вселенной.

Согласно общей теории относительности, далекие области пространства могут никогда не взаимодействовать с нашими, даже за время существования Вселенной из-за конечной скорости света и продолжающегося расширения пространства . Например, радиосообщения, отправленные с Земли , могут никогда не достичь некоторых областей пространства, даже если Вселенная будет существовать вечно: пространство может расширяться быстрее, чем свет может его пересечь. [50]

Пространственная область, которую можно наблюдать с помощью телескопов, называется наблюдаемой вселенной , которая зависит от местоположения наблюдателя. Правильное расстояние — расстояние, которое можно было бы измерить в определенное время, включая настоящее — между Землей и краем наблюдаемой вселенной составляет 46 миллиардов световых лет [51] [52] (14 миллиардов парсеков ), что делает диаметр наблюдаемой вселенной примерно 93 миллиарда световых лет (28 миллиардов парсеков). [51] Расстояние, которое прошел свет от края наблюдаемой вселенной, очень близко к возрасту вселенной , умноженному на скорость света, 13,8 миллиарда световых лет (4,2 × 10 9  пк), но это не представляет расстояние в любой момент времени, потому что край наблюдаемой вселенной и Земля с тех пор отодвинулись друг от друга. [53]^

Для сравнения, диаметр типичной галактики составляет 30 000 световых лет (9 198 парсеков ), а типичное расстояние между двумя соседними галактиками составляет 3 миллиона световых лет (919,8 килопарсеков). [54] Например, Млечный Путь имеет диаметр примерно 100 000–180 000 световых лет, [55] [56] а ближайшая к Млечному Пути галактика-сестра, галактика Андромеды , находится примерно в 2,5 миллионах световых лет от нас. [57]

Поскольку люди не могут наблюдать пространство за пределами наблюдаемой Вселенной, неизвестно, является ли размер Вселенной в целом конечным или бесконечным. [3] [58] [59] Оценки показывают, что вся Вселенная, если она конечна, должна быть более чем в 250 раз больше сферы Хаббла . [60] Некоторые спорные [61] оценки общего размера Вселенной, если она конечна, достигают мегапарсеков, как следует из предлагаемого решения Предложения об отсутствии границ . [62] [b]

Возраст и расширение

Если предположить, что модель Лямбда-CDM верна, то измерения параметров с использованием различных методов в ходе многочисленных экспериментов дают наилучшее значение возраста Вселенной — 13,799 ± 0,021 миллиарда лет по состоянию на 2015 год. [2]

Астрономы обнаружили в галактике Млечный Путь звезды , возраст которых составляет почти 13,6 миллиарда лет.

Со временем вселенная и ее содержимое эволюционировали. Например, относительное население квазаров и галактик изменилось [63] , и вселенная расширилась . Это расширение выводится из наблюдения, что свет от далеких галактик был смещен в красную область , что подразумевает, что галактики удаляются от нас. Анализ сверхновых типа Ia показывает, что расширение ускоряется . [64] [65]

Чем больше материи во вселенной, тем сильнее взаимное гравитационное притяжение материи. Если бы вселенная была слишком плотной, то она бы снова схлопнулась в гравитационную сингулярность . Однако, если бы вселенная содержала слишком мало материи, то самогравитация была бы слишком слабой для образования астрономических структур, таких как галактики или планеты. После Большого взрыва вселенная расширялась монотонно . Возможно, неудивительно , что наша вселенная имеет как раз правильную плотность массы-энергии , эквивалентную примерно 5 протонам на кубический метр, что позволило ей расширяться в течение последних 13,8 миллиардов лет, что дало время сформировать вселенную, наблюдаемую сегодня. [66] [67]

На частицы во Вселенной действуют динамические силы, которые влияют на скорость расширения. До 1998 года предполагалось, что скорость расширения будет уменьшаться с течением времени из-за влияния гравитационных взаимодействий во Вселенной; и, таким образом, во Вселенной есть дополнительная наблюдаемая величина, называемая параметром замедления , который, как ожидало большинство космологов, должен быть положительным и связанным с плотностью материи Вселенной. В 1998 году параметр замедления был измерен двумя разными группами и оказался отрицательным, приблизительно −0,55, что технически означает, что вторая производная космического масштабного фактора была положительной в течение последних 5–6 миллиардов лет. [68] [69]

Пространство-время

Современная физика рассматривает события как организованные в пространстве-времени . [70] Эта идея возникла из специальной теории относительности , которая предсказывает, что если один наблюдатель видит два события, происходящих в разных местах в одно и то же время, второй наблюдатель, движущийся относительно первого, увидит эти события, происходящие в разное время. [71] : 45–52  Два наблюдателя будут расходиться во мнениях относительно времени между событиями, и они будут расходиться во мнениях относительно расстояния, разделяющего события, но они будут согласны относительно скорости света , и они будут измерять одно и то же значение для комбинации . [71] : 80  Квадратный корень из абсолютного значения этой величины называется интервалом между двумя событиями. Интервал выражает, насколько широко разделены события, не только в пространстве или во времени, но и в объединенной обстановке пространства-времени. [71] : 84, 136  [72]

Специальная теория относительности не может объяснить гравитацию . Ее преемница, общая теория относительности , объясняет гравитацию, признавая, что пространство-время не фиксировано, а динамично. В общей теории относительности гравитационная сила переосмысливается как кривизна пространства -времени . Искривленный путь, подобный орбите, является не результатом силы, отклоняющей тело от идеального прямолинейного пути, а скорее попыткой тела свободно падать через фон, который сам по себе искривлен присутствием других масс. Замечание Джона Арчибальда Уиллера , ставшее поговоркой среди физиков, резюмирует теорию: «Пространство-время говорит материи, как двигаться; материя говорит пространству-времени, как искривляться», [73] [74] и поэтому нет смысла рассматривать одно без другого. [15] Ньютоновская теория гравитации является хорошим приближением к предсказаниям общей теории относительности, когда гравитационные эффекты слабы, а объекты движутся медленно по сравнению со скоростью света. [75] : 327  [76]

Связь между распределением материи и кривизной пространства-времени задается уравнениями поля Эйнштейна , для выражения которых требуется тензорное исчисление . [77] : 43  [78] Вселенная представляется гладким пространственно-временным континуумом, состоящим из трех пространственных измерений и одного временного ( временного ) измерения. Следовательно, событие в пространстве-времени физической вселенной можно идентифицировать с помощью набора из четырех координат: ( x , y , z , t ) . В среднем пространство наблюдается очень близким к плоскому (с кривизной, близкой к нулю), что означает, что евклидова геометрия эмпирически верна с высокой точностью на протяжении большей части вселенной. [79] Пространство-время также представляется односвязным по топологии , по аналогии со сферой, по крайней мере, в масштабе длины наблюдаемой вселенной. Однако современные наблюдения не могут исключить возможности того, что Вселенная имеет больше измерений (что постулируется такими теориями, как теория струн ) и что ее пространство-время может иметь многосвязную глобальную топологию, по аналогии с цилиндрической или тороидальной топологией двумерных пространств . [80] [81]

Форма

Три возможных варианта формы Вселенной

Общая теория относительности описывает, как пространство-время искривляется и сгибается массой и энергией (гравитацией). Топология или геометрия вселенной включает как локальную геометрию в наблюдаемой вселенной, так и глобальную геометрию . Космологи часто работают с заданным пространственно-подобным срезом пространства-времени, называемым сопутствующими координатами . Часть пространства-времени, которую можно наблюдать, — это обратный световой конус , который ограничивает космологический горизонт . Космологический горизонт, также называемый горизонтом частиц или световым горизонтом, — это максимальное расстояние, с которого частицы могли пройти до наблюдателя за время существования вселенной . Этот горизонт представляет собой границу между наблюдаемыми и ненаблюдаемыми областями вселенной. [82] [83]

Важным параметром, определяющим будущую эволюцию теории вселенной, является параметр плотности , Омега (Ω), определяемый как средняя плотность материи вселенной, деленная на критическое значение этой плотности. Это выбирает одну из трех возможных геометрий в зависимости от того, равно ли Ω, меньше или больше 1. Они называются, соответственно, плоской, открытой и закрытой вселенными. [84]

Наблюдения, включая Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и карты реликтового излучения Planck , предполагают, что Вселенная бесконечна по протяженности и имеет конечный возраст, как описано в моделях Фридмана–Лемэтра–Робертсона–Уокера (FLRW). [85] [80] [86] [87] Таким образом, эти модели FLRW поддерживают инфляционные модели и стандартную модель космологии, описывая плоскую , однородную Вселенную, в настоящее время во власти темной материи и темной энергии . [88] [89]

Поддержка жизни

Гипотеза тонко настроенной вселенной — это предположение о том, что условия, которые допускают существование наблюдаемой жизни во вселенной, могут возникнуть только тогда, когда определенные универсальные фундаментальные физические константы лежат в очень узком диапазоне значений. Согласно этой гипотезе, если бы любая из нескольких фундаментальных констант отличалась лишь немного, вселенная вряд ли способствовала бы возникновению и развитию материи , астрономических структур, элементарного разнообразия или жизни, как ее понимают. Является ли это правдой и имеет ли этот вопрос вообще логический смысл, являются предметом многочисленных споров. [90] Это предположение обсуждается среди философов , ученых , теологов и сторонников креационизма . [91]

Состав

Вселенная почти полностью состоит из темной энергии, темной материи и обычной материи . Другие составляющие — электромагнитное излучение (по оценкам, составляющее от 0,005% до почти 0,01% от общей массы-энергии вселенной) и антиматерия . [92] [93] [94]

Пропорции всех типов материи и энергии менялись на протяжении истории Вселенной. [95] Общее количество электромагнитного излучения, генерируемого во Вселенной, уменьшилось на 1/2 за последние 2 миллиарда лет. [96] [97] Сегодня обычная материя, которая включает атомы, звезды, галактики и жизнь , составляет всего 4,9% содержимого Вселенной. [8] Текущая общая плотность этого типа материи очень низкая, примерно 4,5 × 10−31 грамм на кубический сантиметр, что соответствует плотности порядка всего одного протона на каждые четыре кубических метра объема. [6] Природа как темной энергии, так и темной материи неизвестна. Темная материя, загадочная форма материи, которая еще не была идентифицирована, составляет 26,8% космического содержимого. Темная энергия, которая является энергией пустого пространства и заставляет Вселенную ускоряться, составляет оставшиеся 68,3% содержимого. [8] [98] [99]

Образование скоплений и крупномасштабных нитей в модели холодной темной материи с темной энергией . Кадры показывают эволюцию структур в области размером 43 миллиона парсеков (или 140 миллионов световых лет) от красного смещения 30 до современной эпохи (верхний левый z=30 до нижнего правого z=0).
Карта ближайших к Земле сверхскоплений и пустот

Материя, темная материя и темная энергия равномерно распределены по всей Вселенной в масштабах длины более 300 миллионов световых лет (ly) или около того. [100] Однако в более коротких масштабах длины материя имеет тенденцию к иерархическому сгущению; многие атомы конденсируются в звезды , большинство звезд в галактики, большинство галактик в скопления, сверхскопления и, наконец, крупномасштабные галактические нити . Наблюдаемая Вселенная содержит около 2 триллионов галактик [101] [102] [103] и, в целом, около 10 24 звезд [104] [105] — больше звезд (и планет земного типа), чем всех песчинок на пляже на планете Земля ; [106] [107] [108] но меньше общего числа атомов во Вселенной, оцениваемого в 10 82 ; [109] и предполагаемое общее число звезд в инфляционной Вселенной (наблюдаемых и ненаблюдаемых), как 10 100 . [110] Типичные галактики варьируются от карликов с всего лишь десятью миллионами [111] (10 7 ) звезд до гигантов с одним триллионом [112] (10 12 ) звезд. Между более крупными структурами находятся пустоты , которые обычно имеют диаметр 10–150 Мпк (33 миллиона–490 миллионов световых лет). Млечный Путь находится в Местной группе галактик, которая, в свою очередь, находится в Сверхскоплении Ланиакея . [113] Это сверхскопление охватывает более 500 миллионов световых лет, в то время как Местная группа охватывает более 10 миллионов световых лет. [114] Вселенная также имеет обширные области относительной пустоты; самая большая известная пустота имеет размеры 1,8 миллиарда световых лет (550 Мпк) в поперечнике. [115]

Сравнение содержимого Вселенной сегодня с 380 000 лет после Большого взрыва, измеренное с помощью 5-летних данных WMAP (с 2008 года). [116] Из-за ошибок округления сумма этих чисел не равна 100%. Это отражает ограничения WMAP на 2008 год по определению темной материи и темной энергии.

Наблюдаемая вселенная изотропна в масштабах, значительно больших, чем сверхскопления, что означает, что статистические свойства вселенной одинаковы во всех направлениях, наблюдаемых с Земли. Вселенная купается в высокоизотропном микроволновом излучении , которое соответствует тепловому равновесному спектру черного тела примерно 2,72548 кельвина . [7] Гипотеза о том, что крупномасштабная вселенная однородна и изотропна, известна как космологический принцип . [117] Вселенная, которая является как однородной, так и изотропной, выглядит одинаково со всех точек зрения и не имеет центра. [118] [119]

Темная энергия

Объяснение того, почему расширение Вселенной ускоряется, остается неуловимым. Его часто приписывают «темной энергии», неизвестной форме энергии, которая, как предполагается, пронизывает пространство. [120] На основе эквивалентности массы и энергии , плотность темной энергии (~ 7 × 10−30 г /см3 ) намного меньше плотности обычной материи или темной материи внутри галактик. Однако в нынешнюю эпоху темной энергии она доминирует над массой и энергией Вселенной, поскольку она однородна в пространстве. [121] [122]

Две предложенные формы для темной энергии — это космологическая постоянная , постоянная плотность энергии, заполняющая пространство однородно, [123] и скалярные поля, такие как квинтэссенция или модули , динамические величины, плотность энергии которых может меняться во времени и пространстве, при этом все еще проникая достаточно, чтобы вызвать наблюдаемую скорость расширения. Вклады скалярных полей, которые постоянны в пространстве, обычно также включаются в космологическую постоянную. Космологическую постоянную можно сформулировать как эквивалентную энергии вакуума .

Темная материя

Темная материя — гипотетический вид материи , невидимый для всего электромагнитного спектра , но составляющий большую часть материи во Вселенной. Существование и свойства темной материи выводятся из ее гравитационного воздействия на видимую материю, излучение и крупномасштабную структуру Вселенной. За исключением нейтрино , формы горячей темной материи , темная материя не была обнаружена напрямую, что делает ее одной из величайших загадок современной астрофизики . Темная материя не испускает и не поглощает свет или любое другое электромагнитное излучение на каком-либо значительном уровне. По оценкам, темная материя составляет 26,8% от общей массы-энергии и 84,5% от общей материи во Вселенной. [98] [124]

Обыкновенное дело

Оставшиеся 4,9% массы-энергии Вселенной — это обычная материя, то есть атомы , ионы , электроны и объекты, которые они образуют. Эта материя включает звезды , которые производят почти весь свет, который мы видим из галактик, а также межзвездный газ в межзвездной и межгалактической среде, планеты и все объекты из повседневной жизни, в которые мы можем врезаться, потрогать или сжать. [125] Подавляющее большинство обычной материи во Вселенной невидимо, поскольку видимые звезды и газ внутри галактик и скоплений составляют менее 10 процентов вклада обычной материи в плотность массы-энергии Вселенной. [126] [127] [128]

Обычная материя обычно существует в четырех состояниях (или фазах ): твердом , жидком , газообразном и плазменном . [129] Однако достижения в экспериментальной технике выявили другие ранее теоретические фазы, такие как конденсаты Бозе-Эйнштейна и фермионные конденсаты . [130] [131] Обычная материя состоит из двух типов элементарных частиц : кварков и лептонов . [132] Например, протон состоит из двух верхних кварков и одного нижнего кварка ; нейтрон состоит из двух нижних кварков и одного верхнего кварка; а электрон является разновидностью лептона. Атом состоит из атомного ядра , состоящего из протонов и нейтронов (оба из которых являются барионами ), и электронов, которые вращаются вокруг ядра. [46] : 1476 

Вскоре после Большого взрыва первичные протоны и нейтроны образовались из кварк-глюонной плазмы ранней Вселенной, когда она остыла ниже двух триллионов градусов. Несколько минут спустя, в процессе, известном как нуклеосинтез Большого взрыва , из первичных протонов и нейтронов образовались ядра. Этот нуклеосинтез образовал более легкие элементы, с малыми атомными числами вплоть до лития и бериллия , но обилие более тяжелых элементов резко упало с увеличением атомного числа. Некоторое количество бора могло образоваться в это время, но следующий более тяжелый элемент, углерод , не был образован в значительных количествах. Нуклеосинтез Большого взрыва прекратился примерно через 20 минут из-за быстрого падения температуры и плотности расширяющейся Вселенной. Последующее образование более тяжелых элементов произошло в результате звездного нуклеосинтеза и нуклеосинтеза сверхновых . [133]

Частицы

Таблица частиц размером четыре на четыре. Столбцы — три поколения материи (фермионы) и одно поколение сил (бозоны). В первых трех столбцах две строки содержат кварки и два лептона. Столбцы двух верхних строк содержат верхний (u) и нижний (d) кварки, очарованный (c) и странный (s) кварки, верхний (t) и нижний (b) кварки, а также фотон (γ) и глюон (g) соответственно. Столбцы двух нижних строк содержат электронное нейтрино (ν sub e) и электрон (e), мюонное нейтрино (ν sub μ) и мюон (μ), а также тау-нейтрино (ν sub τ) и тау (τ), а также Z sup 0 и W sup ± слабое взаимодействие. Масса, заряд и спин указаны для каждой частицы.
Стандартная модель элементарных частиц: 12 фундаментальных фермионов и 4 фундаментальных бозона. Коричневые петли указывают, какие бозоны (красные) взаимодействуют с какими фермионами (фиолетовыми и зелеными). Столбцы — это три поколения материи (фермионы) и одно поколение сил (бозоны). В первых трех столбцах две строки содержат кварки и два лептона. Столбцы двух верхних строк содержат верхний (u) и нижний (d) кварки, очарованный (c) и странный (s) кварки, верхний (t) и нижний (b) кварки, а также фотон (γ) и глюон (g) соответственно. Столбцы двух нижних строк содержат электронное нейтрино (ν e ) и электрон (e), мюонное нейтрино (ν μ ) и мюон (μ), тау-нейтрино (ν τ ) и тау (τ), а также носители слабого взаимодействия Z 0 и W ± . Для каждой частицы указаны масса, заряд и спин.

Обычная материя и силы, которые действуют на материю, могут быть описаны в терминах элементарных частиц . [134] Эти частицы иногда описываются как фундаментальные, поскольку они имеют неизвестную субструктуру, и неизвестно, состоят ли они из более мелких и даже более фундаментальных частиц. [135] [136] В большинстве современных моделей они рассматриваются как точки в пространстве. [137] Все элементарные частицы в настоящее время лучше всего объясняются квантовой механикой и демонстрируют корпускулярно-волновой дуализм : их поведение имеет как корпускулярные, так и волновые аспекты, с различными характеристиками, доминирующими в различных обстоятельствах. [138]

Центральное значение имеет Стандартная модель , теория, которая занимается электромагнитными взаимодействиями, а также слабыми и сильными ядерными взаимодействиями. [139] Стандартная модель поддерживается экспериментальным подтверждением существования частиц, которые составляют материю: кварков и лептонов , и их соответствующих дуалов « антиматерии », а также частиц силы, которые опосредуют взаимодействия : фотона , W- и Z-бозонов и глюона . [135] Стандартная модель предсказала существование недавно открытого бозона Хиггса , частицы, которая является проявлением поля во вселенной, которое может наделять частицы массой. [140] [141] Из-за ее успеха в объяснении широкого спектра экспериментальных результатов Стандартная модель иногда рассматривается как «теория почти всего». [139] Однако Стандартная модель не учитывает гравитацию. Истинная «теория всего» силы-частицы не была достигнута. [142]

Адроны

Адрон — это составная 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 протоны стабильны, а нейтроны, связанные с атомными ядрами, стабильны. Другие адроны нестабильны в обычных условиях и, таким образом, являются незначительными составляющими современной Вселенной. [143] : 118–123 

Примерно через 10−6 секунд после Большого взрыва , в течение периода, известного как эпоха адронов , температура Вселенной упала достаточно, чтобы позволить кваркам объединиться в адроны, и масса Вселенной доминировала адроны . Первоначально температура была достаточно высокой, чтобы позволить образоваться парам адрон-антиадронов, которые поддерживали материю и антиматерию в тепловом равновесии . Однако, поскольку температура Вселенной продолжала падать, пары адрон-антиадронов больше не образовывались. Большинство адронов и антиадронов затем были устранены в реакциях аннигиляции частица-античастица , оставив небольшой остаток адронов к тому времени, когда Вселенной было около одной секунды. [143] : 244–266 

Лептоны

Лептон — это элементарная частица с полуцелым спином , которая не подвергается сильным взаимодействиям, но подчиняется принципу исключения Паули ; никакие два лептона одного вида не могут находиться в одном и том же состоянии одновременно. [144] Существуют два основных класса лептонов: заряженные лептоны (также известные как электронноподобные лептоны) и нейтральные лептоны (более известные как нейтрино ). Электроны стабильны и являются наиболее распространенными заряженными лептонами во Вселенной, тогда как мюоны и тау — нестабильные частицы, которые быстро распадаются после образования в столкновениях с высокой энергией , таких как столкновения с участием космических лучей или происходящие в ускорителях частиц . [145] [146] Заряженные лептоны могут объединяться с другими частицами, образуя различные составные частицы, такие как атомы и позитроний . Электрон управляет почти всей химией , поскольку он находится в атомах и напрямую связан со всеми химическими свойствами . Нейтрино редко взаимодействуют с чем-либо и, следовательно, редко наблюдаются. Нейтрино циркулируют по всей Вселенной, но редко взаимодействуют с обычной материей. [147]

Эпоха лептонов была периодом в эволюции ранней Вселенной, в котором лептоны доминировали в массе Вселенной. Она началась примерно через 1 секунду после Большого взрыва , после того как большинство адронов и антиадронов уничтожили друг друга в конце эпохи адронов . Во время эпохи лептонов температура Вселенной была все 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 точки, когда пары лептон-антилептон больше не создавались. [148] Затем большинство лептонов и антилептонов были устранены в реакциях аннигиляции , оставив небольшой остаток лептонов. Затем масса Вселенной стала определяться фотонами , поскольку она вступила в следующую эпоху фотонов . [149] [150]

Фотоны

Фотон — это квант света и всех других форм электромагнитного излучения . Он является носителем электромагнитной силы . Эффекты этой силы легко наблюдать на микроскопическом и макроскопическом уровне, поскольку фотон имеет нулевую массу покоя ; это допускает взаимодействие на больших расстояниях . [46] : 1470 

Эпоха фотонов началась после того, как большинство лептонов и антилептонов были уничтожены в конце эпохи лептонов, примерно через 10 секунд после Большого взрыва. Атомные ядра были созданы в процессе нуклеосинтеза, который произошел в течение первых нескольких минут эпохи фотонов. В течение оставшейся части эпохи фотонов Вселенная содержала горячую плотную плазму ядер, электронов и фотонов. Примерно через 380 000 лет после Большого взрыва температура Вселенной упала до точки, когда ядра могли объединяться с электронами, создавая нейтральные атомы. В результате фотоны больше не взаимодействовали часто с материей, и Вселенная стала прозрачной. Сильно смещенные в красную сторону фотоны этого периода образуют космический микроволновый фон. Крошечные изменения температуры и плотности, обнаруживаемые в реликтовом фоне, были ранними «семенами», из которых происходило все последующее формирование структур . [143] : 244–266 

Обитаемость

Частота жизни во Вселенной часто была предметом исследования в астрономии и астробиологии , будучи вопросом уравнения Дрейка и различных взглядов на него, от выявления парадокса Ферми , ситуации, когда не было найдено никаких признаков внеземной жизни , до аргументов в пользу биофизической космологии , точки зрения, что жизнь присуща физической космологии Вселенной. [151]

Космологические модели

Модель Вселенной, основанная на общей теории относительности

Общая теория относительности — геометрическая теория гравитации , опубликованная Альбертом Эйнштейном в 1915 году, и текущее описание гравитации в современной физике . Она является основой современных космологических моделей Вселенной. Общая теория относительности обобщает специальную теорию относительности и закон всемирного тяготения Ньютона , предоставляя единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени , или пространства-времени. В частности, кривизна пространства-времени напрямую связана с энергией и импульсом любой присутствующей материи и излучения . [152]

Соотношение определяется 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. Поэтому 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. [152]

При допущении космологического принципа , что Вселенная везде однородна и изотропна, конкретным решением уравнений поля, описывающим 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 масштабный фактор длины R описывает масштаб размера Вселенной как функцию времени (увеличение R является расширением Вселенной ), [153] а индекс кривизны k описывает геометрию. Индекс k определен так, что он может принимать только одно из трех значений: 0, что соответствует плоской евклидовой геометрии ; 1, что соответствует пространству положительной кривизны ; или −1, что соответствует пространству положительной или отрицательной кривизны. [154] Значение R как функции времени t зависит от k и космологической постоянной Λ . [152] Космологическая постоянная представляет собой плотность энергии вакуума пространства и может быть связана с темной энергией. [99] Уравнение, описывающее, как R изменяется со временем, известно как уравнение Фридмана в честь его изобретателя Александра Фридмана . [155]

Решения для R(t) зависят от k и Λ , но некоторые качественные особенности таких решений являются общими. Первое и самое важное, масштаб длины R вселенной может оставаться постоянным, только если вселенная идеально изотропна с положительной кривизной ( k = 1) и имеет одно точное значение плотности везде, как впервые заметил Альберт Эйнштейн . [152]

Во-вторых, все решения предполагают, что в прошлом была гравитационная сингулярность , когда R обращалось в ноль, а материя и энергия были бесконечно плотными. Может показаться, что этот вывод неопределен, поскольку он основан на сомнительных предположениях идеальной однородности и изотропии (космологический принцип) и что только гравитационное взаимодействие имеет значение. Однако теоремы Пенроуза–Хокинга о сингулярности показывают, что сингулярность должна существовать для очень общих условий. Следовательно, согласно уравнениям поля Эйнштейна, R быстро росло из невообразимо горячего, плотного состояния, которое существовало сразу после этой сингулярности (когда R имело малое, конечное значение); в этом суть модели Большого взрыва Вселенной. Понимание сингулярности Большого взрыва, вероятно, требует квантовой теории гравитации , которая еще не сформулирована. [156]

В-третьих, индекс кривизны k определяет знак кривизны пространственных поверхностей с постоянным временем [154], усредненный по достаточно большим масштабам длины (более миллиарда световых лет ). Если k = 1, кривизна положительна, и вселенная имеет конечный объем. [157] Вселенная с положительной кривизной часто визуализируется как трехмерная сфера, вложенная в четырехмерное пространство. И наоборот, если k равно нулю или отрицательно, вселенная имеет бесконечный объем. [157] Может показаться нелогичным, что бесконечная и в то же время бесконечно плотная вселенная может быть создана в одно мгновение, когда R = 0, но именно это 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.

Окончательная 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 равнялось бы +1, что означает, что ее средняя кривизна по всей длине положительна, и вселенная в конечном итоге повторно схлопнется в Большом сжатии , [158] возможно, начав новую вселенную в Большом отскоке . И наоборот, если бы вселенная была недостаточно плотной, k равнялось бы 0 или −1, и вселенная расширялась бы вечно, остывая и в конечном итоге достигая Большого замораживания и тепловой смерти вселенной . [152] Современные данные свидетельствуют о том, что расширение вселенной ускоряется ; если это ускорение достаточно быстрое, вселенная в конечном итоге может достичь Большого разрыва . С точки зрения наблюдений вселенная кажется плоской ( k = 0) с общей плотностью, которая очень близка к критическому значению между повторным сжатием и вечным расширением. [159]

Гипотезы мультивселенной

Некоторые спекулятивные теории предполагают, что наша вселенная является лишь одной из множества разрозненных вселенных, совместно обозначаемых как мультивселенная , оспаривая или дополняя более ограниченные определения вселенной. [19] [160] Макс Тегмарк разработал четырехчастную схему классификации для различных типов мультивселенных, которые ученые предложили в ответ на различные проблемы в физике . Примером такой мультивселенной является та, которая является результатом хаотической инфляционной модели ранней вселенной. [161]

Другой — мультивселенная, возникающая в результате многомировой интерпретации квантовой механики. В этой интерпретации параллельные миры генерируются способом, подобным квантовой суперпозиции и декогеренции , при этом все состояния волновых функций реализуются в отдельных мирах. Фактически, в многомировой интерпретации мультивселенная развивается как универсальная волновая функция . Если Большой взрыв, создавший нашу мультивселенную, создал ансамбль мультивселенных, волновая функция ансамбля была бы запутанной в этом смысле. [162] Вопрос о том, можно ли извлечь из этой картины научно значимые вероятности, был и продолжает оставаться предметом многочисленных споров, и существуют множественные версии многомировой интерпретации. [163] [164] [165] Предмет интерпретации квантовой механики в целом отмечен разногласиями. [166] [167] [168]

Наименее спорной, но все еще весьма спорной категорией мультивселенной в схеме Тегмарка является Уровень I. Мультивселенные этого уровня состоят из далеких событий пространства-времени «в нашей собственной вселенной». Тегмарк и другие [169] утверждали, что если пространство бесконечно или достаточно велико и однородно, идентичные случаи истории всего объема Хаббла Земли происходят время от времени, просто случайно. Тегмарк подсчитал, что наш ближайший так называемый двойник находится на расстоянии 10 10 115 метров от нас ( двойная экспоненциальная функция больше гуголплекса ). [170] [171] Однако используемые аргументы носят спекулятивный характер. [172]

Можно представить себе несвязанные пространства-времена, каждое из которых существует, но не может взаимодействовать друг с другом. [170] [173] 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. [174] Согласно одной общей терминологии, каждый «мыльный пузырь» пространства-времени обозначается как вселенная , тогда как конкретное пространство-время людей обозначается как вселенная , [19] так же, как люди называют луну Земли Луной . Вся совокупность этих отдельных пространств-времен обозначается как мультивселенная. [19]

Согласно этой терминологии, различные вселенные не связаны друг с другом причинно. [19] В принципе, другие несвязанные вселенные могут иметь разные размерности и топологии пространства-времени, разные формы материи и энергии , разные физические законы и физические константы , хотя такие возможности являются чисто спекулятивными. [19] Другие считают, что каждый из нескольких пузырей, созданных как часть хаотической инфляции , является отдельной вселенной , хотя в этой модели все эти вселенные имеют одно причинное происхождение. [19]

Исторические концепции

Исторически существовало много идей о космосе (космологиях) и его происхождении (космогониях). Теории безличной вселенной, управляемой физическими законами, были впервые предложены греками и индийцами. [13] Древняя китайская философия охватывала понятие вселенной, включая как все пространство, так и все время. [175] На протяжении столетий усовершенствования астрономических наблюдений и теорий движения и гравитации привели к еще более точным описаниям вселенной. Современная эра космологии началась с общей теории относительности Альберта Эйнштейна 1915 года , которая позволила количественно предсказать происхождение, эволюцию и завершение вселенной в целом. Большинство современных принятых теорий космологии основаны на общей теории относительности и, более конкретно, на предсказанном Большом взрыве . [176]

Мифологии

Во многих культурах есть истории, описывающие происхождение мира и вселенной . Культуры обычно считают, что эти истории содержат некоторую правду . Однако существует множество различных верований в том, как эти истории применяются среди тех, кто верит в сверхъестественное происхождение, начиная от бога, непосредственно создавшего вселенную такой, какая она есть сейчас, до бога, просто приводящего «колеса в движение» (например, с помощью таких механизмов, как большой взрыв и эволюция). [177]

Этнологи и антропологи, изучающие мифы, разработали различные схемы классификации для различных тем, которые появляются в историях о творении. [178] [179] Например, в одном типе историй мир рождается из мирового яйца ; такие истории включают финскую эпическую поэму Калевала , китайскую историю Пангу или индийскую Брахманда-пурану . В связанных историях вселенная создается единой сущностью, излучающей или производящей что-то самой собой, как в концепции тибетского буддизма Ади-Будды , древнегреческой истории о Гайе (Матери-Земле), мифе ацтекской богини Коатликуэ , истории древнеегипетского бога Атума и иудео-христианском повествовании о сотворении мира в Книге Бытия , в котором Авраамический Бог создал вселенную. В другом типе историй вселенная создается из союза мужского и женского божеств, как в истории маори о Ранги и Папе . В других историях вселенная создается путем создания ее из уже существующих материалов, таких как труп мертвого бога — как Тиамат в вавилонском эпосе Энума Элиш или великан Имир в скандинавской мифологии — или из хаотических материалов, как Идзанаги и Идзанами в японской мифологии . В других историях вселенная исходит из фундаментальных принципов, таких как Брахман и Пракрити , и мифа о сотворении Сереров . [180]

Философские модели

Досократовские греческие философы и индийские философы разработали некоторые из самых ранних философских концепций вселенной. [13] [181] Самые ранние греческие философы отметили, что внешность может быть обманчивой, и стремились понять лежащую в основе внешность реальность. В частности, они отметили способность материи менять формы (например, лед в воду, пар), и несколько философов предположили, что все физические материалы в мире являются различными формами единого изначального материала, или архе . Первым, кто это сделал, был Фалес , который предположил, что этим материалом является вода . Ученик Фалеса, Анаксимандр , предположил, что все произошло из безграничного апейрона . Анаксимен предположил, что изначальной материей является воздух из-за его воспринимаемых притягательных и отталкивающих качеств, которые заставляют архе конденсироваться или распадаться на различные формы. Анаксагор предложил принцип Нуса (Разума), в то время как Гераклит предложил огонь (и говорил о логосе ). Эмпедокл предположил, что элементами являются земля, вода, воздух и огонь. Его модель из четырех элементов стала очень популярной. Как и Пифагор , Платон считал, что все вещи состоят из чисел , а элементы Эмпедокла принимают форму платоновских тел . Демокрит и более поздние философы, в первую очередь Левкипп , предположили, что вселенная состоит из неделимых атомов, движущихся через пустоту ( вакуум ), хотя Аристотель не считал это возможным, поскольку воздух, как и вода, оказывает сопротивление движению . Воздух немедленно устремится, чтобы заполнить пустоту, и, более того, без сопротивления он будет делать это бесконечно быстро. [13]

Хотя Гераклит утверждал о вечном изменении, [182] его современник Парменид подчеркивал неизменность. Поэма Парменида « О природе» была прочитана как утверждение, что все изменения являются иллюзией, что истинная лежащая в основе реальность вечно неизменна и имеет единую природу, или, по крайней мере, что существенная черта каждой существующей вещи должна существовать вечно, без начала, изменения или конца. [183] ​​Его ученик Зенон Элейский бросил вызов повседневным представлениям о движении с помощью нескольких известных парадоксов . Аристотель ответил на эти парадоксы, разработав понятие потенциальной счетной бесконечности, а также бесконечно делимого континуума. [184] [185]

Индийский философ Канада , основатель школы Вайшешика , разработал идею атомизма и предположил, что свет и тепло являются разновидностями одной и той же субстанции. [186] В V веке нашей эры буддийский философ -атомист Дигнага предположил, что атомы имеют размер точки, не имеют длительности и состоят из энергии. Они отрицали существование субстанциальной материи и предположили, что движение состоит из мгновенных вспышек потока энергии. [187]

Понятие темпорального финитизма было вдохновлено доктриной творения, разделяемой тремя авраамическими религиями : иудаизмом , христианством и исламом . Христианский философ Иоанн Филопонус представил философские аргументы против древнегреческого понятия бесконечного прошлого и будущего. Аргументы Филопона против бесконечного прошлого использовались ранним мусульманским философом Аль-Кинди (Алкиндусом); еврейским философом Саадией Гаоном (Саадия бен Иосифом); и мусульманским теологом Аль-Газали (Алгазель). [188]

Пантеизм — это философское религиозное убеждение, что сама вселенная тождественна божественности и высшему существу или сущности. [189] Физическая вселенная, таким образом, понимается как всеобъемлющее, имманентное божество. [190] Термин «пантеист» обозначает того, кто считает, что все составляет единство, и что это единство является божественным, состоящим из всеобъемлющего, проявленного бога или богини . [191] [192]

Астрономические концепции

Расчеты Аристарха III в. до н. э. по относительным размерам Солнца, Земли и Луны слева направо, выполненные на основе греческой копии X в. н. э.

Самые ранние письменные упоминания о предшественниках современной астрономии относятся к Древнему Египту и Месопотамии и датируются примерно 3000–1200 гг. до н. э . [193] [194] Вавилонские астрономы VII века до н. э. рассматривали мир как плоский диск , окруженный океаном. [195] [196]

Более поздние греческие философы, наблюдая за движениями небесных тел, были озабочены разработкой моделей вселенной, основанных на более глубоких эмпирических доказательствах . Первая последовательная модель была предложена Евдоксом Книдским , учеником Платона, который следовал идее Платона о том, что небесные движения должны быть круговыми. Для того чтобы учесть известные осложнения движения планет, в частности ретроградное движение , модель Евдокса включала 27 различных небесных сфер : четыре для каждой из планет, видимых невооруженным глазом, по три для Солнца и Луны и одну для звезд. Все эти сферы были сосредоточены на Земле, которая оставалась неподвижной, пока они вращались вечно. Аристотель развил эту модель, увеличив количество сфер до 55, чтобы учесть дополнительные детали движения планет. Для Аристотеля обычная материя полностью содержалась в земной сфере, и она подчинялась принципиально иным правилам, чем небесная материя . [197] [198]

В трактате «De Mundo» после Аристотеля (неизвестного автора и даты) говорилось: «Пять элементов, расположенных в сферах в пяти областях, причем меньший из них в каждом случае окружен большим, а именно, земля окружена водой, вода — воздухом, воздух — огнем, а огонь — эфиром, составляют всю вселенную». [199] Эта модель также была усовершенствована Каллиппом , и после того, как концентрические сферы были отвергнуты, она была приведена в почти идеальное соответствие с астрономическими наблюдениями Птолемея . [ 200] Успех такой модели во многом обусловлен математическим фактом, что любая функция (например, положение планеты) может быть разложена на набор круговых функций ( моды Фурье ). Другие греческие ученые, такие как пифагорейский философ Филолай , постулировали (согласно отчету Стобея ), что в центре вселенной находится «центральный огонь», вокруг которого Земля , Солнце , Луна и планеты вращаются в равномерном круговом движении. [201]

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

Ты, царь Гелон, знаешь, что вселенная — это название, данное большинством астрономов сфере, центром которой является центр Земли, а ее радиус равен прямой линии между центром Солнца и центром Земли. Это общепринятое мнение, которое ты слышал от астрономов. Но Аристарх выпустил книгу, состоящую из определенных гипотез, в которой, как следствие сделанных предположений, оказывается, что вселенная во много раз больше, чем только что упомянутая вселенная. Его гипотезы заключаются в том, что неподвижные звезды и Солнце остаются неподвижными, что Земля вращается вокруг Солнца по окружности, Солнце лежит в середине орбиты, и что сфера неподвижных звезд, расположенная примерно в том же центре, что и Солнце, настолько велика, что круг, по которому, как он предполагает, вращается Земля, имеет такую ​​же пропорцию к расстоянию неподвижных звезд, как центр сферы имеет отношение к ее поверхности. [202]

Таким образом, Аристарх считал, что звезды находятся очень далеко, и видел в этом причину, по которой не наблюдался звездный параллакс , то есть не наблюдалось, чтобы звезды двигались относительно друг друга, когда Земля вращалась вокруг Солнца. Звезды на самом деле находятся намного дальше, чем расстояние, которое обычно предполагалось в древние времена, поэтому звездный параллакс можно обнаружить только с помощью точных приборов. Геоцентрическая модель, согласующаяся с планетарным параллаксом, считалась объяснением ненаблюдаемости звездного параллакса. [203]

Гравюра Фламмариона , Париж, 1888 г.

Единственным другим астрономом древности, известным по имени, который поддерживал гелиоцентрическую модель Аристарха, был Селевк из Селевкии , эллинистический астроном , живший столетием позже Аристарха. [204] [205] [206] Согласно Плутарху, Селевк был первым, кто доказал гелиоцентрическую систему с помощью рассуждений , но неизвестно, какие аргументы он использовал. Аргументы Селевка в пользу гелиоцентрической космологии, вероятно, были связаны с явлением приливов . [207] Согласно Страбону (1.1.9), Селевк был первым, кто заявил, что приливы вызваны притяжением Луны, и что высота приливов зависит от положения Луны относительно Солнца. [208] В качестве альтернативы он мог доказать гелиоцентричность, определив константы геометрической модели для нее и разработав методы вычисления планетарных положений с использованием этой модели, подобно Николаю Копернику в 16 веке. [209] В средние века гелиоцентрические модели также предлагали персидские астрономы Альбумасар [210] и Аль-Сиджи . [211]

Модель Вселенной Коперника, созданная Томасом Диггесом в 1576 году, с поправкой, что звезды больше не ограничены сферой, 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 объяснить более правдоподобно, если Земля вращается вокруг своей оси, а Солнце поместить в центр Вселенной. [212]

В центре покоится Солнце. Ибо кто поместит этот светильник прекраснейшего храма в другом или лучшем месте, чем это, откуда он может освещать все одновременно?

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

Как отметил Коперник, представление о вращении Земли очень старо, оно 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 невежестве » (1440). [213] Аль-Сиджи [214] также предположил, что Земля вращается вокруг своей оси. Эмпирические доказательства вращения Земли вокруг своей оси, используя явление комет , были даны Туси (1201–1274) и Али Кушджи (1403–1474). [215]

Эту космологию приняли Исаак Ньютон , Христиан Гюйгенс и более поздние ученые. [216] Ньютон продемонстрировал, что одни и те же законы движения и гравитации применимы к земной и небесной материи, сделав разделение Аристотеля между ними устаревшим. Эдмунд Галлей (1720) [217] и Жан-Филипп де Шезо (1744) [218] независимо друг от друга отметили, 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. [219] Ньютон считал, что бесконечное пространство, равномерно заполненное материей, вызовет бесконечные силы и нестабильности, заставляющие материю сдавливаться внутрь под действием собственной гравитации. [216] Эта нестабильность была разъяснена в 1902 году критерием нестабильности Джинса . [220] Одним из решений этих парадоксов является Вселенная Шарлье , в которой материя организована иерархически (системы вращающихся тел, которые сами вращаются в более крупной системе, и так до бесконечности ) фрактальным образом, так что Вселенная имеет пренебрежимо малую общую плотность; такая космологическая модель была также предложена ранее в 1761 году Иоганном Генрихом Ламбертом . [54] [221]

В XVIII веке Иммануил Кант предположил, что туманности могут быть целыми галактиками, отдельными от Млечного Пути, [217] а в 1850 году Александр фон Гумбольдт назвал эти отдельные галактики Weltinseln , или «островами мира», термин, который позже развился в «островные вселенные». [222] [223] В 1919 году, когда был завершен телескоп Хукера , преобладающим мнением было то, что Вселенная полностью состоит из Галактики Млечный Путь. Используя телескоп Хукера, Эдвин Хаббл идентифицировал переменные цефеиды в нескольких спиральных туманностях и в 1922–1923 годах окончательно доказал, что Туманность Андромеды и Треугольник среди других были целыми галактиками за пределами нашей собственной, тем самым доказав, что Вселенная состоит из множества галактик. [224]

Современная эра физической космологии началась в 1917 году, когда Альберт Эйнштейн впервые применил свою общую теорию относительности для моделирования структуры и динамики Вселенной. [225] Открытия этой эпохи и вопросы, оставшиеся без ответа, изложены в разделах выше.

Карта наблюдаемой вселенной с некоторыми из известных астрономических объектов по состоянию на 2018 год. Масштаб длины увеличивается экспоненциально вправо. Небесные тела показаны увеличенными в размере, чтобы можно было понять их формы.
Расположение Земли во Вселенной

Смотрите также

Ссылки

Сноски

  1. ^ ab Согласно современной физике , в частности теории относительности , пространство и время неразрывно связаны как пространство-время .
  2. ^ Хотя в цитируемом источнике это число указано в мегапарсеках , оно 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 погрешности.

Цитаты

  1. ^ "Hubble sees galaxies galore". spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 4 мая 2017 г. . Получено 30 апреля 2017 г. .
  2. ^ ab Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 594 : A13, Table 4. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P. doi : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  3. ^ abcd Грин, Брайан (2011). Скрытая реальность . Альфред А. Кнопф .
  4. ^ Барс, Ицхак; Тернинг, Джон (2009). Дополнительные измерения в пространстве и времени. Springer. стр. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Получено 1 мая 2011 г. .
  5. ^ Дэвис, Пол (2006). Загадка Златовласки . First Mariner Books. стр. 43 и далее. ISBN 978-0-618-59226-5.
  6. ^ ab NASA/WMAP Science Team (24 января 2014 г.). "Вселенная 101: из чего сделана Вселенная?". NASA. Архивировано из оригинала 10 марта 2008 г. Получено 17 февраля 2015 г.
  7. ^ ab Fixsen, DJ (2009). «Температура реликтового излучения». The Astrophysical Journal . 707 (2): 916–920. arXiv : 0911.1955 . Bibcode : 2009ApJ...707..916F. doi : 10.1088/0004-637X/707/2/916. ISSN  0004-637X. S2CID  119217397.
  8. ^ abc "Первые результаты Планка: Вселенная все еще странная и интересная". Мэтью Фрэнсис . Ars technica. 21 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 2 мая 2019 г. Получено 21 августа 2015 г.
  9. ↑ NASA/WMAP Science Team (24 января 2014 г.). «Вселенная 101: Будет ли Вселенная расширяться вечно?». NASA. Архивировано из оригинала 9 марта 2008 г. Получено 16 апреля 2015 г.
  10. ^ ab Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5. Совокупность всего пространства и времени; все, что есть, было и будет.
  11. ^ Planck Collaboration; Aghanim, N. ; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, AJ; Barreiro, RB; Bartolo, N.; Basak, S. (сентябрь 2020 г.). "Planck 2018 results: VI. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode :2020A&A...641A...6P. doi :10.1051/0004-6361/201833910. ISSN  0004-6361. S2CID  119335614.
  12. ^ Дольд-Самплониус, Ивонна (2002). Из Китая в Париж: 2000 лет передачи математических идей . Franz Steiner Verlag.
  13. ^ abcd Глик, Томас Ф.; Ливси, Стивен; Уоллис, Фейт (2005). Средневековая наука, технология и медицина: энциклопедия . Routledge. ISBN 978-0-415-96930-7. OCLC  61228669.
  14. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2013). Введение в современную астрофизику (международное издание). Пирсон. стр. 1173–1174. ISBN 978-1-292-02293-2. Архивировано из оригинала 28 декабря 2019 г. . Получено 16 мая 2018 г. .
  15. ^ ab Хокинг, Стивен (1988). Краткая история времени . Bantam Books. стр. 43. ISBN 978-0-553-05340-1.
  16. ^ Redd, Nola. "Что такое Dark Matter?". Space.com . Архивировано из оригинала 1 февраля 2018 г. Получено 1 февраля 2018 г.
  17. ^ ab "Planck 2015 results, table 9". Архивировано из оригинала 27 июля 2018 г. Получено 16 мая 2018 г.
  18. ↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 сентября 1992 г.). «Барионный состав Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 258 (1): 14P–18P. arXiv : astro-ph/0502178 . Bibcode : 1992MNRAS.258P..14P. doi : 10.1093/mnras/258.1.14P . ISSN  0035-8711. S2CID  17945298.
  19. ^ abcdefg Эллис, Джордж FR ; Киршнер, У.; Стоегер, У. Р. (2004). «Мультивселенные и физическая космология». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 347 (3): 921–936. arXiv : astro-ph/0305292 . Bibcode : 2004MNRAS.347..921E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x . S2CID  119028830.
  20. ^ «Теория «Мультивселенной», предложенная микроволновым фоном». BBC News . 3 августа 2011 г. Архивировано из оригинала 14 февраля 2023 г. Получено 14 февраля 2023 г.
  21. ^ "Вселенная". Encyclopaedia Britannica online . 2012. Архивировано из оригинала 9 июня 2021 г. Получено 17 февраля 2018 г.
  22. ^ "Вселенная". Словарь Merriam-Webster . Архивировано из оригинала 22 октября 2012 г. Получено 21 сентября 2012 г.
  23. ^ "Вселенная". Dictionary.com . Архивировано из оригинала 23 октября 2012 г. . Получено 21 сентября 2012 г. .
  24. ^ ab Schreuder, Duco A. (2014). Зрение и визуальное восприятие. Archway Publishing. стр. 135. ISBN 978-1-4808-1294-9. Архивировано из оригинала 22 апреля 2021 г. . Получено 27 января 2016 г. .
  25. ^ Мермин, Н. Дэвид (2004). «Мог ли Фейнман сказать это?». Physics Today . 57 (5): 10. Bibcode : 2004PhT....57e..10M. doi : 10.1063/1.1768652.
  26. ^ Тегмарк, Макс (2008). «Математическая вселенная». Основы физики . 38 (2): 101–150. arXiv : 0704.0646 . Bibcode :2008FoPh...38..101T. doi :10.1007/s10701-007-9186-9. S2CID  9890455.Краткая версия доступна в Fixsen, DJ (2007). "Заткнись и вычисляй". arXiv : 0709.4024 [physics.pop-ph].ссылаясь на известную цитату Дэвида Мермина «Заткнись и считай!» [25]
  27. ^ Холт, Джим (2012). Почему существует мир? Liveright Publishing. стр. 308.
  28. ^ Феррис, Тимоти (1997). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report . Саймон и Шустер. стр. 400.
  29. ^ Копан, Пол; Уильям Лейн Крейг (2004). Сотворение из ничего: библейское, философское и научное исследование. Baker Academic. стр. 220. ISBN 978-0-8010-2733-8.
  30. ^ Болонкин, Александр (2011). Вселенная, человеческое бессмертие и будущая человеческая оценка. Elsevier. стр. 3–. ISBN 978-0-12-415801-6. Архивировано из оригинала 8 февраля 2021 г. . Получено 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, CT и Шорт, S (1879) Латинский словарь , Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6 , стр. 1933, 1977–1978. 
  33. ^ Лидделл; Скотт. "A Greek-English Lexicon". lsj.gr . Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 г. . Получено 30 июля 2022 г. . πᾶς
  34. ^ Лидделл; Скотт. "A Greek-English Lexicon". lsj.gr . Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 г. . Получено 30 июля 2022 г. . ὅλος
  35. ^ Лидделл; Скотт. "A Greek–English Lexicon". lsj.gr . Архивировано из оригинала 6 ноября 2018 г. . Получено 30 июля 2022 г. . κόσμος
  36. ^ Льюис, CT; Шорт, S (1879). Латинский словарь. Oxford University Press. С. 1175, 1189–1190, 1881–1882. ISBN 978-0-19-864201-5.
  37. ↑ Компактное издание Оксфордского словаря английского языка. Том II. Оксфорд: Oxford University Press. 1971. С. 569, 909, 1900, 3821–3822. ISBN 978-0-19-861117-2.
  38. ^ Силк, Джозеф (2009). Горизонты космологии . Templeton Pressr. стр. 208.
  39. ^ Сингх, Саймон (2005). Большой взрыв: происхождение Вселенной . Harper Perennial. стр. 560. Bibcode :2004biba.book.....S.
  40. ^ Sivaram, C. (1986). «Эволюция Вселенной через эпоху Планка». Астрофизика и космическая наука . 125 (1): 189–199. Bibcode :1986Ap&SS.125..189S. doi :10.1007/BF00643984. S2CID  123344693.
  41. ^ ab Johnson, Jennifer A. (февраль 2019 г.). «Заполнение периодической таблицы: нуклеосинтез элементов». Science . 363 (6426): 474–478. Bibcode :2019Sci...363..474J. doi : 10.1126/science.aau9540 . ISSN  0036-8075. PMID  30705182. S2CID  59565697.
  42. ^ abc Дюррер, Рут (2008). Космический микроволновый фон . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9.
  43. ^ ab Steane, Andrew M. (2021). Относительность, сделанная относительно простой, том 2: Общая теория относительности и космология . Oxford University Press. ISBN 978-0-192-89564-6.
  44. ^ Larson, Richard B. & Bromm, Volker (март 2002 г.). «Первые звезды во Вселенной». Scientific American . Архивировано из оригинала 11 июня 2015 г. Получено 9 июня 2015 г.
  45. ^ Райден, Барбара , «Введение в космологию», 2006, уравнение 6.33
  46. ^ abc Urone, Paul Peter; et al. (2022). College Physics 2e. OpenStax. ISBN 978-1-951-69360-2. Архивировано из оригинала 13 февраля 2023 г. . Получено 13 февраля 2023 г. .
  47. ^ "Антиматерия". Совет по исследованиям физики элементарных частиц и астрономии. 28 октября 2003 г. Архивировано из оригинала 7 марта 2004 г. Получено 10 августа 2006 г.
  48. ^ Smorra C.; et al. (20 октября 2017 г.). "Измерение магнитного момента антипротона в долях миллиарда" (PDF) . Nature . 550 (7676): 371–374. Bibcode :2017Natur.550..371S. doi : 10.1038/nature24048 . PMID  29052625. S2CID  205260736. Архивировано (PDF) из оригинала 30 октября 2018 г. . Получено 25 августа 2019 г. .
  49. ^ Ландау и Лифшиц (1975, стр. 361): «Интересно отметить, что в замкнутом пространстве полный электрический заряд должен быть равен нулю. А именно, каждая замкнутая поверхность в конечном пространстве заключает с каждой стороны от себя конечную область пространства. 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 по обе стороны поверхности равна нулю».
  50. ^ Каку, Мичио (2008). Физика невозможного: научное исследование мира фазеров, силовых полей, телепортации и путешествий во времени . Издательская группа Knopf Doubleday. С. 202–. ISBN 978-0-385-52544-2.
  51. ^ ab Bars, Itzhak; Terning, John (2018). Дополнительные измерения в пространстве и времени. Springer. стр. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Получено 19 октября 2018 г. .
  52. ^ Крейн, Лия (29 июня 2024 г.). Де Ланге, Кэтрин (ред.). «Насколько велика Вселенная на самом деле?». New Scientist . стр. 31.
  53. ^ Крокетт, Кристофер (20 февраля 2013 г.). «Что такое световой год?». EarthSky . Архивировано из оригинала 20 февраля 2015 г. Получено 20 февраля 2015 г.
  54. ^ ab Rindler, стр. 196.
  55. ^ Кристиан, Эрик; Самар, Сафи-Харб . «Насколько велик Млечный Путь?». Архивировано из оригинала 2 февраля 1999 года . Получено 28 ноября 2007 года .
  56. ↑ Холл, Шеннон (4 мая 2015 г.). «Размер Млечного Пути улучшен, решаем головоломку галактики». Space.com. Архивировано из оригинала 7 июня 2015 г. Получено 9 июня 2015 г.
  57. ^ Рибас, И.; Хорди, К.; Виларделл, Ф.; Фицпатрик, Э.Л.; Хилдич, Р.В.; Гуинан, Ф. Эдвард (2005). «Первое определение расстояния и основных свойств затменной двойной звезды в галактике Андромеды». Astrophysical Journal . 635 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0511045 . Bibcode :2005ApJ...635L..37R. doi :10.1086/499161. S2CID  119522151.
    McConnachie, AW; Irwin, MJ; Ferguson, AMN ; Ibata, RA; Lewis, GF; Tanvir, N. (2005). «Расстояния и металличность для 17 галактик местной группы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 356 (4): 979–997. arXiv : astro-ph/0410489 . Bibcode : 2005MNRAS.356..979M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x .
  58. ^ Янек, Ванесса (20 февраля 2015 г.). «Как космос может двигаться быстрее скорости света?». Universe Today . Архивировано из оригинала 16 декабря 2021 г. Получено 6 июня 2015 г.
  59. ^ «Возможны ли сверхсветовые путешествия или связь? Раздел: Расширение Вселенной». Филип Гиббс . 1997. Архивировано из оригинала 10 марта 2010 года . Получено 6 июня 2015 года .
  60. ^ Варданян, М.; Тротта, Р.; Силк, Дж. (28 января 2011 г.). «Применение байесовской модели усреднения к кривизне и размеру Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 413 (1): L91–L95. arXiv : 1101.5476 . Bibcode : 2011MNRAS.413L..91V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01040.x . S2CID  2616287.
  61. ^ Шрайбер, Урс (6 июня 2008 г.). «Городские мифы в современной космологии». Кафе n-Category . Техасский университет в Остине . Архивировано из оригинала 1 июля 2020 г. . Получено 1 июня 2020 г.
  62. ^ Дон Н. Пейдж (2007). «Вызов Сасскинда предложению Хартла-Хокинга об отсутствии границ и возможные решения». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2007 (1): 004. arXiv : hep-th/0610199 . Bibcode : 2007JCAP...01..004P. doi : 10.1088/1475-7516/2007/01/004. S2CID  17403084.
  63. ^ Берарделли, Фил (25 марта 2010 г.). «Столкновения галактик рождают квазары». Science News . Архивировано из оригинала 25 марта 2022 г. . Получено 30 июля 2022 г. .
  64. ^ Рисс, Адам Г .; Филиппенко; Чаллис; Клоккиатти; Диркс; Гарнавич; Джиллиланд; Хоган; Джа; Киршнер; Лейбундгут; Филлипс; Рейсс; Шмидт; Шоммер; Смит; Спиромилио; Стаббс; Санцефф; Тонри (1998). «Наблюдательные свидетельства от сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Astronomical Journal . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Bibcode : 1998AJ....116.1009R. doi : 10.1086/300499. S2CID  15640044.
  65. ^ Перлмуттер, С .; Альдеринг; Гольдхабер; Кноп; Ньюджент; Кастро; Деустуа; Фаббро; Губар; Жених; Крюк; Ким; Ким; Ли; Нуньес; Боль; Пеннипакер; Куимби; Лидман; Эллис; Ирвин; МакМахон; Руис-Лапуэнте; Уолтон; Шефер; Бойл; Филиппенко; Мэтисон; Фрухтер; и др. (1999). «Измерения Омеги и Лямбды по 42 сверхновым с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–586. arXiv : astro-ph/9812133 . Бибкод : 1999ApJ...517..565P. дои : 10.1086/307221. S2CID  118910636.
  66. ^ Serway, Raymond A.; Moses, Clement J.; Moyer, Curt A. (2004). Современная физика . Cengage Learning. стр. 21. ISBN 978-1-111-79437-8.
  67. ^ Фракной, Эндрю и др. (2022). Астрономия 2e. OpenStax. стр. 1017. ISBN 978-1-951-69350-3. Архивировано из оригинала 14 февраля 2023 г. . Получено 14 февраля 2023 г. .
  68. ^ "Нобелевская премия по физике 2011 года". Архивировано из оригинала 17 апреля 2015 г. Получено 16 апреля 2015 г.
  69. ↑ Overbye, Dennis (11 октября 2003 г.). «Космический рывок, который перевернул Вселенную». New York Times . Архивировано из оригинала 1 июля 2017 г. Получено 20 февраля 2017 г.
  70. ^ Шутц, Бернард (2009). Первый курс общей теории относительности (2-е изд.). Cambridge University Press. С. 142, 171. ISBN 978-0-521-88705-2.
  71. ^ abc Mermin, N. David (2021) [2005]. It's About Time: Understanding Einstein's Relativity (Princeton Science Library, мягкая обложка, ред.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12201-4. OCLC  1193067111.
  72. ^ Brill, Dieter; Jacobsen, Ted (2006). «Пространство-время и евклидова геометрия». Общая теория относительности и гравитация . 38 (4): 643–651. arXiv : gr-qc/0407022 . Bibcode : 2006GReGr..38..643B. CiteSeerX 10.1.1.338.7953 . doi : 10.1007/s10714-006-0254-9. S2CID  119067072. 
  73. ^ Уилер, Джон Арчибальд (2010). Геоны, черные дыры и квантовая пена: жизнь в физике. WW Norton & Company. ISBN 978-0-393-07948-7. Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 г. . Получено 17 февраля 2023 г. .
  74. ^ Керстинг, Магдалена (май 2019 г.). «Свободное падение в искривленном пространстве-времени — как визуализировать гравитацию в общей теории относительности». Physics Education . 54 (3): 035008. Bibcode :2019PhyEd..54c5008K. doi : 10.1088/1361-6552/ab08f5 . hdl : 10852/74677 . ISSN  0031-9120. S2CID  127471222.
  75. ^ Голдштейн, Герберт ; Пул, Чарльз П.; Сафко, Джон Л. (2002). Классическая механика (3-е изд.). Сан-Франциско: Addison Wesley. ISBN 0-201-31611-0. OCLC  47056311.
  76. ^ Гудштейн, Джудит Р. (2018). Итальянские математики Эйнштейна: Риччи, Леви-Чивита и рождение общей теории относительности. Провиденс, Род-Айленд: Американское математическое общество. стр. 143. ISBN 978-1-4704-2846-4. OCLC  1020305599.
  77. ^ Шоке-Брюа, Ивонн (2009). Общая теория относительности и уравнения Эйнштейна. Оксфорд: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-155226-7. OCLC  317496332.
  78. ^ Прескод-Вайнштейн, Чанда (2021). Неупорядоченный космос: путешествие в темную материю, пространство-время и отложенные сны. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Bold Type Books. ISBN 978-1-5417-2470-9. OCLC  1164503847. Архивировано из оригинала 21 февраля 2022 г. . Получено 17 февраля 2023 г. .
  79. ^ "WMAP Mission – Age of the Universe". map.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 4 декабря 2022 г. . Получено 14 февраля 2023 г. .
  80. ^ ab Люмине, Жан-Пьер ; Уикс, Джеффри Р.; Риазуэло, Ален; Леук, Роланд; Узан, Жан-Филипп (9 октября 2003 г.). «Топология додекаэдрического пространства как объяснение слабых широкоугольных температурных корреляций в реликтовом космическом свете». Nature (Представленная рукопись). 425 (6958): 593–595. arXiv : astro-ph/0310253 . Bibcode : 2003Natur.425..593L. doi : 10.1038/nature01944. PMID  14534579. S2CID  4380713. Архивировано из оригинала 17 мая 2021 г. Получено 21 августа 2018 г.
  81. ^ 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.
  82. ^ Харрисон, Эдвард Роберт (2000). Космология: наука о Вселенной. Cambridge University Press. С. 447–. ISBN 978-0-521-66148-5. Архивировано из оригинала 26 августа 2016 г. . Получено 1 мая 2011 г. .
  83. ^ Лиддл, Эндрю Р.; Лит, Дэвид Хилари (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура. Cambridge University Press. стр. 24–. ISBN 978-0-521-57598-0. Архивировано из оригинала 31 декабря 2013 г. . Получено 1 мая 2011 г. .
  84. ^ «Какова окончательная судьба Вселенной?». Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. Архивировано из оригинала 22 декабря 2021 г. Получено 23 августа 2015 г.
  85. ^ Roukema, Boudewijn; Buliński, Zbigniew; Szaniewska, Agnieszka; Gaudin, Nicolas E. (2008). «Проверка гипотезы топологии додекаэдрического пространства Пуанкаре с использованием данных WMAP CMB». Astronomy and Astrophysics . 482 (3): 747–753. arXiv : 0801.0006 . Bibcode : 2008A&A...482..747L. doi : 10.1051/0004-6361:20078777. S2CID  1616362.
  86. ^ 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 . Bibcode : 2004CQGra..21.4901A. doi : 10.1088/0264-9381/21/21/010. S2CID  17619026.
  87. ^ Planck Collaboration (2014). "Planck 2013 results. XVI. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 571 : A16. arXiv : 1303.5076 . Bibcode :2014A&A...571A..16P. doi :10.1051/0004-6361/201321591. S2CID  118349591.
  88. ^ "Planck reveals „almost perfect“ universe". Майкл Бэнкс . Physics World. 21 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 24 марта 2013 г. Получено 21 марта 2013 г.
  89. ^ 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 г. . Получено 15 февраля 2022 г. .
  90. ^ Isaak, Mark, ed. (2005). "CI301: Антропный принцип". Индекс заявлений креационистов . Архив TalkOrigins . Архивировано из оригинала 1 июля 2014 г. Получено 31 октября 2007 г.
  91. ^ Фрицше, Хельмут. "электромагнитное излучение | физика". Encyclopaedia Britannica . стр. 1. Архивировано из оригинала 31 августа 2015 г. Получено 26 июля 2015 г.
  92. ^ "Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology" (PDF) . Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology . Калифорнийский университет в Риверсайде. Архивировано из оригинала (PDF) 5 сентября 2015 г. . Получено 26 июля 2015 г. .
  93. ^ "Физика – для 21-го века". learner.org . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики Annenberg Learner. Архивировано из оригинала 7 сентября 2015 г. Получено 27 июля 2015 г.
  94. ^ "Темная материя – История, сформированная темной силой". Тимоти Феррис . National Geographic. 2015. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года . Получено 29 декабря 2015 года .
  95. ^ Redd, SPACE.com, Nola Taylor. «It's Official: The Universe Is Dying Slowly». Scientific American . Архивировано из оригинала 12 августа 2015 г. Получено 11 августа 2015 г.
  96. ^ Парр, Уилл и др. «RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video». Space.com. Архивировано из оригинала 13 августа 2015 г. Получено 20 августа 2015 г.
  97. ^ ab Шон Кэрролл, доктор философии, Калтех, 2007, The Teaching Company, Темная материя, Темная энергия: Темная сторона Вселенной , Руководство, часть 2. стр. 46, доступ получен 7 октября 2013 г., "...темная материя: невидимый, по сути бесстолкновительный компонент материи, который составляет около 25 процентов плотности энергии Вселенной... это другой вид частиц... что-то еще не наблюдаемое в лабораторных условиях..."
  98. ^ ab Peebles, PJE & Ratra, Bharat (2003). «Космологическая постоянная и темная энергия». Reviews of Modern Physics . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode :2003RvMP...75..559P. doi :10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID  118961123.
  99. ^ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J.-E.; Berger, L.; Partridge, RB; Martenis, PL; Sangree, CH; Harvey, RC (1986). "Крупномасштабная однородность Вселенной, измеренная с помощью микроволнового фона". Nature . 319 (6056): 751–753. Bibcode :1986Natur.319..751M. doi :10.1038/319751a0. S2CID  4349689.
  100. ^ Ганн, Алистер (29 ноября 2023 г.). «Сколько галактик во Вселенной? – Знают ли астрономы, сколько галактик существует? Сколько мы можем увидеть в наблюдаемой Вселенной?». BBC Sky at Night . Архивировано из оригинала 3 декабря 2023 г. Получено 2 декабря 2023 г.
  101. ^ «Космический аппарат New Horizons отвечает на вопрос: насколько темен космос?». phys.org . Архивировано из оригинала 15 января 2021 г. Получено 15 января 2021 г.
  102. ^ Хауэлл, Элизабет (20 марта 2018 г.). «Сколько галактик?». Space.com . Архивировано из оригинала 28 февраля 2021 г. Получено 5 марта 2021 г.
  103. ↑ Staff (2019). «Сколько звезд во Вселенной?». Европейское космическое агентство . Архивировано из оригинала 23 сентября 2019 года . Получено 21 сентября 2019 года .
  104. ^ Маров, Михаил Я. (2015). «Структура Вселенной». Основы современной астрофизики . С. 279–294. doi :10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
  105. ^ Mackie, Glen (1 февраля 2002 г.). «Увидеть Вселенную в зерне песка Таранаки». Центр астрофизики и суперкомпьютеров . Архивировано из оригинала 30 июня 2012 г. Получено 28 января 2017 г.
  106. ^ Мак, Эрик (19 марта 2015 г.). «Похожих на Землю планет может быть больше, чем песчинок на всех наших пляжах — новое исследование утверждает, что только в Млечном Пути полно миллиардов потенциально пригодных для жизни планет — и это всего лишь один кусочек Вселенной». CNET . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 г. . Получено 1 декабря 2023 г. .
  107. ^ T. Bovaird, T.; Lineweaver, CH; Jacobsen, SK (13 марта 2015 г.). «Использование наклонений систем Кеплера для определения приоритетов новых предсказаний экзопланет на основе Тициуса–Боде». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 448 (4): 3608–3627. arXiv : 1412.6230 . doi : 10.1093/mnras/stv221 . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 г. . Получено 1 декабря 2023 г. .
  108. ^ Бейкер, Гарри (11 июля 2021 г.). «Сколько атомов в наблюдаемой Вселенной?». Live Science . Архивировано из оригинала 1 декабря 2023 г. Получено 1 декабря 2023 г.
  109. ^ Тотани, Томонори (3 февраля 2020 г.). «Возникновение жизни в инфляционной Вселенной». Scientific Reports . 10 (1671): 1671. arXiv : 1911.08092 . Bibcode :2020NatSR..10.1671T. doi : 10.1038/s41598-020-58060-0 . PMC 6997386 . PMID  32015390. 
  110. ^ "Раскрытие тайны карликовой галактики в созвездии Девы". Пресс-релиз Европейской южной обсерватории . ESO: 12. 3 мая 2000 г. Bibcode :2000eso..pres...12. Архивировано из оригинала 13 июля 2015 г. Получено 3 января 2007 г.
  111. ^ «Самый большой портрет галактики Хаббла предлагает новый вид с высокой четкостью». NASA. 28 февраля 2006 г. Архивировано из оригинала 27 мая 2020 г. Получено 3 января 2007 г.
  112. ^ Gibney, Elizabeth (3 сентября 2014 г.). «Новый адрес Земли: „Солнечная система, Млечный Путь, Ланиакея“». Nature . doi :10.1038/nature.2014.15819. S2CID  124323774. Архивировано из оригинала 7 января 2019 г. Получено 21 августа 2015 г.
  113. ^ "Local Group". Фрейзер Кейн . Universe Today. 4 мая 2009 г. Архивировано из оригинала 21 июня 2018 г. Получено 21 августа 2015 г.
  114. ^ Девлин, Ханна ; Корреспондент, Science (20 апреля 2015 г.). «Астрономы обнаружили, что самая большая известная структура во Вселенной — это ... большая дыра». The Guardian . Архивировано из оригинала 7 февраля 2017 г. Получено 18 декабря 2016 г. {{cite news}}: |last2=имеет общее название ( помощь )
  115. ^ "Content of the Universe – WMAP 9yr Pie Chart". wmap.gsfc.nasa.gov . Архивировано из оригинала 5 сентября 2015 г. Получено 26 июля 2015 г.
  116. ↑ Риндлер, стр. 202.
  117. ^ Лиддл, Эндрю (2003). Введение в современную космологию (2-е изд.). John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7.. стр. 2.
  118. ^ Ливио, Марио (2001). Ускоряющаяся Вселенная: Бесконечное расширение, космологическая константа и красота космоса. John Wiley and Sons. стр. 53. ISBN 978-0-471-43714-7. Архивировано из оригинала 13 мая 2021 г. . Получено 31 марта 2012 г. .
  119. ^ Peebles, PJE & Ratra, Bharat (2003). «Космологическая постоянная и темная энергия». Reviews of Modern Physics . 75 (2): 559–606. arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode :2003RvMP...75..559P. doi :10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID  118961123.
  120. ^ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2006). «Почему космологическая постоянная мала и положительна». Science . 312 (5777): 1180–1183. arXiv : astro-ph/0605173 . Bibcode :2006Sci...312.1180S. doi :10.1126/science.1126231. PMID  16675662. S2CID  14178620.
  121. ^ "Темная энергия". Гиперфизика . Архивировано из оригинала 27 мая 2013 г. Получено 4 января 2014 г.
  122. ^ Кэрролл, Шон (2001). "Космологическая постоянная". Living Reviews in Relativity . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Bibcode : 2001LRR.....4....1C. doi : 10.12942 /lrr-2001-1 . PMC 5256042. PMID  28179856. 
  123. ^ «Planck запечатлел портрет молодой Вселенной, открыв самый ранний свет». Кембриджский университет. 21 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 17 апреля 2019 г. Получено 21 марта 2013 г.
  124. ^ Дэвис, П. (1992). Новая физика: синтез. Cambridge University Press . стр. 1. ISBN 978-0-521-43831-5. Архивировано из оригинала 3 февраля 2021 г. . Получено 17 мая 2020 г. .
  125. ↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 сентября 1992 г.). «Барионный состав Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 258 (1): 14P–18P. arXiv : astro-ph/0502178 . Bibcode : 1992MNRAS.258P..14P. doi : 10.1093/mnras/258.1.14P . ISSN  0035-8711. S2CID  17945298.
  126. ^ Shull, J. Michael; Smith, Britton D.; Danforth, Charles W. (1 ноября 2012 г.). «The Baryon Census in a Multiphase Intergalactic Medium: 30% of the Baryons May Still Be Missing». The Astrophysical Journal . 759 (1): 23. arXiv : 1112.2706 . Bibcode :2012ApJ...759...23S. doi :10.1088/0004-637X/759/1/23. ISSN  0004-637X. S2CID  119295243. Архивировано из оригинала 21 сентября 2023 г. . Получено 27 февраля 2023 г. . Галактические обзоры обнаружили ~10% этих барионов в коллапсировавших объектах, таких как галактики, группы и скопления [...] Из оставшихся 80%–90% космологических барионов примерно половину можно отнести к низко-z [межгалактической среде]
  127. ^ Macquart, J.-P.; Prochaska, JX; McQuinn, M.; Bannister, KW; Bhandari, S.; Day, CK; Deller, AT; Ekers, RD; James, CW; Marnoch, L.; Osłowski, S.; Phillips, C.; Ryder, SD; Scott, DR; Shannon, RM (28 мая 2020 г.). «Перепись барионов во Вселенной из локализованных быстрых радиовсплесков». Nature . 581 (7809): 391–395. arXiv : 2005.13161 . Bibcode :2020Natur.581..391M. doi :10.1038/s41586-020-2300-2. ISSN  0028-0836. PMID  32461651. S2CID  256821489. Архивировано из оригинала 5 ноября 2023 г. Получено 27 февраля 2023 г.
  128. ^ Флауэрс, Пол и др. (2019). Химия 2e. OpenStax. стр. 14. ISBN 978-1-947-17262-3. Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 г. . Получено 17 февраля 2023 г. .
  129. ^ "Нобелевская премия по физике 2001 года". NobelPrize.org . Архивировано из оригинала 17 февраля 2023 г. . Получено 17 февраля 2023 г. .
  130. ^ Коэн-Таннуджи, Клод ; Гери-Оделин, Дэвид (2011). Достижения в атомной физике: обзор. World Scientific. стр. 684. ISBN 978-981-4390-58-3. Архивировано из оригинала 4 июня 2023 г. . Получено 17 февраля 2023 г. .
  131. ^ 'т Хоофт, Г. (1997). В поисках конечных строительных блоков . Cambridge University Press . стр. 6. ISBN 978-0-521-57883-7.
  132. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. С. 362–435. ISBN 978-0-226-10953-4.
  133. ^ Велтман, Мартинус (2003). Факты и тайны в физике элементарных частиц . World Scientific. ISBN 978-981-238-149-1.
  134. ^ ab Braibant, Sylvie; Giacomelli, Giorgio; Spurio, Maurizio (2012). Частицы и фундаментальные взаимодействия: Введение в физику элементарных частиц (2-е изд.). Springer . стр. 1–3. ISBN 978-94-007-2463-1. Архивировано из оригинала 26 августа 2016 г. . Получено 27 января 2016 г. .
  135. ^ Close, Frank (2012). Физика частиц: Очень краткое введение . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-280434-1.
  136. ^ Манн, Адам (20 августа 2022 г.). «Что такое элементарные частицы?». Live Science . Архивировано из оригинала 17 августа 2023 г. Получено 17 августа 2023 г.
  137. ^ Цвибах, Бартон (2022). Освоение квантовой механики: основы, теория и приложения . МТИ Пресс. п. 31. ISBN 978-0-262-04613-8.
  138. ^ ab Oerter, R. (2006). Теория почти всего: Стандартная модель, невоспетый триумф современной физики (Kindle) . Penguin Group . стр. 2. ISBN  978-0-13-236678-6.
  139. ^ Онийиси, П. (23 октября 2012 г.). «Часто задаваемые вопросы о бозоне Хиггса». Группа ATLAS Техасского университета . Архивировано из оригинала 12 октября 2013 г. Получено 8 января 2013 г.
  140. ^ Strassler, M. (12 октября 2012 г.). "The Higgs FAQ 2.0". ProfMattStrassler.com . Архивировано из оригинала 12 октября 2013 г. . Получено 8 января 2013 г. [ В] Почему физики-частицы так заботятся о частице Хиггса? [A] Ну, на самом деле, нет. На самом деле их заботит поле Хиггса , потому что оно так важно. [выделено в оригинале]
  141. ^ Вайнберг, Стивен (2011). Мечты об окончательной теории: поиск учеными окончательных законов природы . Издательская группа Knopf Doubleday. ISBN 978-0-307-78786-6.
  142. ^ abc Allday, Jonathan (2002). Кварки, лептоны и Большой взрыв (2-е изд.). IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0806-9.
  143. ^ "Лептон (физика)". Encyclopaedia Britannica . Архивировано из оригинала 11 мая 2015 г. Получено 29 сентября 2010 г.
  144. ^ Harari, H. (1977). "Beyond charm". В Balian, R.; Llewellyn-Smith, CH (ред.). Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, Франция, 5 июля – 14 августа 1976 г. Труды летней школы Les Houches. Том 29. Северная Голландия . стр. 613.
  145. ^ Harari H. (1977). "Три поколения кварков и лептонов" (PDF) . В E. van Goeler; Weinstein R. (ред.). Труды XII Rencontre de Moriond . стр. 170. SLAC-PUB-1974. Архивировано (PDF) из оригинала 13 мая 2020 г. . Получено 29 мая 2020 г. .
  146. ^ "Эксперимент подтверждает известную физическую модель" (пресс-релиз). MIT News Office . 18 апреля 2007 г. Архивировано из оригинала 5 июля 2013 г. Получено 2 июня 2015 г.
  147. ^ "Thermal history of the universe and early growth of density flucsations" (PDF) . Гвиневра Кауфман . Институт астрофизики Общества Макса Планка . Архивировано (PDF) из оригинала 21 августа 2016 г. . Получено 6 января 2016 г. .
  148. ^ "First few minutes". Эрик Чейссон . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 4 декабря 2013 года . Получено 6 января 2016 года .
  149. ^ "Хронология Большого взрыва". Физика Вселенной . Архивировано из оригинала 30 марта 2020 г. Получено 6 января 2016 г.
  150. ^ Дик, Стивен Дж. (2020). «Биофизическая космология: место биоастрономии в истории науки». Пространство, время и пришельцы . Cham: Springer International Publishing. стр. 53–58. doi :10.1007/978-3-030-41614-0_4. ISBN 978-3-030-41613-3.
  151. ^ abcde Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). "25-2". Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5.
  152. ^ Рейн и Томас (2001, стр. 12)
  153. ^ ab Raine & Thomas (2001, стр. 66)
  154. ^ Фридман, А. (1922). «Über die Krümmung des Raumes» (PDF) . Zeitschrift für Physik . 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.
  155. ^ Рейн и Томас (2001, стр. 122–123)
  156. ^ ab Raine & Thomas (2001, стр. 70)
  157. ^ Рейн и Томас (2001, стр. 84)
  158. ↑ Рейн и Томас (2001, стр. 88, 110–113)
  159. ^ Муниц, МК (1959). «Одна Вселенная или много?». Журнал истории идей . 12 (2): 231–255. doi :10.2307/2707516. JSTOR  2707516.
  160. ^ Линде, А. (1986). "Вечная хаотическая инфляция". Mod. Phys. Lett. A . 1 (2): 81–85. Bibcode :1986MPLA....1...81L. doi :10.1142/S0217732386000129. S2CID  123472763. Архивировано из оригинала 17 апреля 2019 г. Получено 6 августа 2017 г.
    Linde, A. (1986). "Вечно существующая самовоспроизводящаяся хаотическая инфляционная Вселенная" (PDF) . Phys. Lett. B . 175 (4): 395–400. Bibcode :1986PhLB..175..395L. doi :10.1016/0370-2693(86)90611-8. Архивировано (PDF) из оригинала 27 ноября 2013 г. . Получено 17 марта 2011 г. .
  161. ^ Эверетт, Хью (1957). «Формулировка относительного состояния квантовой механики». Reviews of Modern Physics . 29 (3): 454–462. Bibcode : 1957RvMP...29..454E. doi : 10.1103/RevModPhys.29.454. S2CID  17178479.
  162. ↑ Болл, Филип (17 февраля 2015 г.). «Слишком много миров». Aeon.co. Архивировано из оригинала 27 сентября 2021 г. Получено 23 сентября 2021 г.
  163. ^ Перес, Эшер (1995). Квантовая теория: концепции и методы . Kluwer Academic Publishers. стр. 374. ISBN 0-7923-2549-4.
  164. ^ Кент, Адриан (февраль 2015 г.). «Имеет ли смысл говорить о самолокализации неопределенности в универсальной волновой функции? Замечания о Себенсе и Кэрролле». Основы физики . 45 (2): 211–217. arXiv : 1408.1944 . Bibcode : 2015FoPh...45..211K. doi : 10.1007/s10701-014-9862-5. ISSN  0015-9018. S2CID  118471198.
  165. ^ Шлосшауэр, Максимилиан; Кофлер, Йоханнес; Цайлингер, Антон (1 августа 2013 г.). «Краткий обзор основополагающих установок в отношении квантовой механики». Исследования по истории и философии науки, часть B: Исследования по истории и философии современной физики . 44 (3): 222–230. arXiv : 1301.1069 . Bibcode :2013SHPMP..44..222S. doi :10.1016/j.shpsb.2013.04.004. ISSN  1355-2198. S2CID  55537196.
  166. ^ Mermin, N. David (1 июля 2012 г.). «Комментарий: Квантовая механика: исправление шаткого расщепления». Physics Today . 65 (7): 8–10. Bibcode :2012PhT....65g...8M. doi : 10.1063/PT.3.1618 . ISSN  0031-9228. Новые интерпретации появляются каждый год. Ни одна не исчезает.
  167. ^ 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 . Bibcode : 2015arXiv150904711C. doi : 10.1017/9781316494233.009. ISBN 9781107142114. S2CID  118419619.
  168. ^ Гаррига, Жауме; Виленкин, Александр (2007). «Многие миры в одном». Physical Review D. 64 ( 4): 043511. arXiv : gr-qc/0102010v2 . doi :10.1103/PhysRevD.64.043511. S2CID  119000743.
  169. ^ ab Тегмарк, Макс (2003). «Параллельные вселенные. Не просто основа научной фантастики, другие вселенные являются прямым следствием космологических наблюдений». Scientific American . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Bibcode : 2003SciAm.288e..40T. doi : 10.1038/scientificamerican0503-40. PMID  12701329.
  170. ^ Тегмарк, Макс (2003). «Параллельные вселенные». Scientific American . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Bibcode : 2003SciAm.288e..40T. doi : 10.1038/scientificamerican0503-40. PMID  12701329.
  171. ^ Gil, Francisco José Soler; Alfonseca, Manuel (2013). «О бесконечном повторении историй в пространстве». Theoria: Международный журнал теории, истории и основ науки . 29 (3): 361. arXiv : 1301.5295 . doi : 10.1387/theoria.9951. hdl : 10486/664735 . S2CID  52996408.
  172. ^ Эллис, GF (2011). «Существует ли Мультивселенная на самом деле?». Scientific American . 305 (2): 38–43. Bibcode : 2011SciAm.305a..38E. doi : 10.1038/scientificamerican0811-38. PMID  21827123.
  173. ↑ Московиц, Клара (12 августа 2011 г.). «Странно! Наша Вселенная может быть «Мультивселенной», говорят ученые». livescience . Архивировано из оригинала 5 мая 2015 г. . Получено 4 мая 2015 г. .
  174. ^ Гернет, Дж. (1993–1994). «Пространство и время: наука и религия в столкновении Китая и Европы». Китайская наука . Т. 11. С. 93–102.
  175. ^ Blandford RD (2015). «Столетие общей теории относительности: астрофизика и космология». Science . 347 (6226): 1103–1108. Bibcode :2015Sci...347.1103B. doi :10.1126/science.aaa4033. PMID  25745165. S2CID  30364122.
  176. ^ Лиминг, Дэвид А. (2010). Мифы о сотворении мира . ABC-CLIO. стр. xvii. ISBN 978-1-59884-174-9. В общем употреблении слово «миф» относится к рассказам или верованиям, которые не соответствуют действительности или просто выдуманы; истории, составляющие национальные или этнические мифологии, описывают персонажей и события, которые, как говорит нам здравый смысл и опыт, невозможны. Тем не менее, все культуры прославляют такие мифы и приписывают им различную степень буквальной или символической правды .
  177. ^ Элиаде, Мирча (1964). Миф и реальность (Религиозные традиции мира) . Аллен и Анвин. ISBN 978-0-04-291001-7.
  178. ^ Леонард, Скотт А.; МакКлур, Майкл (2004). Миф и знание: Введение в мировую мифологию . McGraw-Hill. ISBN 978-0-7674-1957-4.
  179. ^ ( Генри Гравранд , «Цивилизация Sereer-Pangool») [в] Universität Frankfurt am Main , Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, «Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44», Ф. Штайнер ( 1997), стр. 144–145, ISBN 3-515-02842-0. 
  180. ^ Янг, Луиза Б. (1993). Незаконченная Вселенная . Oxford University Press. стр. 21. ISBN 978-0-195-08039-1. OCLC  26399171.
  181. ^ Грэм, Дэниел У. (3 сентября 2019 г.). «Гераклит». В Zalta, Эдвард Н. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  182. ^ Палмер, Джон (19 октября 2020 г.). «Парменид». В Zalta, Edward N. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  183. ^ Палмер, Джон (8 апреля 2021 г.). «Зенон Элейский». В Zalta, Edward N. (ред.). Стэнфордская энциклопедия философии .
  184. ^ Доуден, Брэдли. «Парадоксы Зенона». Интернет-энциклопедия философии .
  185. ^ Уилл Дюрант , Наше восточное наследие :

    «Две системы индуистской мысли выдвигают физические теории, предположительно схожие с теориями Греции . Канада, основатель философии вайшешика, считал, что мир состоит из атомов, число которых равно числу различных элементов. Джайны были ближе к Демокриту , уча, что все атомы одного и того же вида, производящие различные эффекты посредством различных способов сочетания. Канада считал, что свет и тепло являются разновидностями одной и той же субстанции; Удаяна учил, что все тепло исходит от Солнца; а Вачаспати , как и Ньютон , интерпретировал свет как состоящий из мельчайших частиц, испускаемых субстанциями и попадающих в глаз».

  186. ^ Щербатский, Ф. Т. (1930, 1962), Буддийская логика , том 1, стр. 19, Довер, Нью-Йорк:

    «Буддисты отрицали существование субстанциальной материи вообще. Движение для них состоит из мгновений, это отрывистое движение, мгновенные вспышки потока энергии... «Все мимолетно»,... говорит буддист, потому что нет ничего... Обе системы [ санкхья и позднее индийский буддизм] разделяют общую тенденцию доводить анализ существования до его мельчайших, последних элементов, которые воображаются как абсолютные качества или вещи, обладающие только одним уникальным качеством. Они называются «качествами» ( гуна-дхарма ) в обеих системах в смысле абсолютных качеств, своего рода атомарных или внутриатомных энергий, из которых состоят эмпирические вещи. Обе системы, таким образом, сходятся в отрицании объективной реальности категорий Субстанции и Качества,... и отношения Вывода, объединяющего их. В философии санкхьи нет отдельного существования качеств. То, что мы называем качеством, есть лишь особое проявление тонкой сущности. Каждой новой единице качества соответствует тонкий квант материи, который называется гуной , "качество", но представляет собой тонкую субстанциальную сущность. То же самое относится к раннему буддизму, где все качества являются субстанциальными... или, точнее, динамическими сущностями, хотя их также называют дхармами ("качествами")".

  187. ^ Вини, Дональд Уэйн (1985). «Космологический аргумент». Чарльз Хартшорн и существование Бога . SUNY Press. стр. 65–68. ISBN 978-0-87395-907-0.
  188. ^ Пирсолл, Джуди (1998). Новый Оксфордский словарь английского языка (1-е изд.). Оксфорд: Clarendon Press. стр. 1341. ISBN 978-0-19-861263-6.
  189. ^ Эдвардс, Пол (1967). Энциклопедия философии . Нью-Йорк: Macmillan. С. 34.
  190. ↑ Энциклопедия философии под ред. Пола Эдвардса . Нью-Йорк: Macmillan and Free Press. 1967. С. 34.
  191. ^ Рейд-Боуэн, Пол (15 апреля 2016 г.). Богиня как природа: к философской теологии . Тейлор и Фрэнсис . стр. 70. ISBN 9781317126348.
  192. ^ Линдберг, Дэвид С. (2007). Истоки западной науки: европейская научная традиция в философском, религиозном и институциональном контексте (2-е изд.). Издательство Чикагского университета. стр. 12. ISBN 9780226482057.
  193. ^ Грант, Эдвард (2007). «Древний Египет до Платона» . История натуральной философии: от Древнего мира до девятнадцатого века . Нью-Йорк: Cambridge University Press. С. 1–26. ISBN 978-0-521-68957-1.
  194. ^ Горовиц, Уэйн (1988). «Вавилонская карта мира». Ирак . 50 : 147–165. doi :10.2307/4200289. JSTOR  4200289. S2CID  190703581.
  195. ^ Кил, Отмар (1997). Символизм библейского мира. Eisenbrauns. стр. 20–22. ISBN 978-1-575-06014-9. Архивировано из оригинала 13 марта 2024 г. . Получено 26 февраля 2023 г. .
  196. ↑ Райт, Ларри (август 1973 г.). «Астрономия Евдокса: геометрия или физика?». Исследования по истории и философии науки . 4 (2): 165–172. Bibcode : 1973SHPSA...4..165W. doi : 10.1016/0039-3681(73)90002-2. Архивировано из оригинала 15 марта 2023 г. Получено 27 февраля 2023 г.
  197. ^ Dicati, Renato (2013). «Астрономия древних». Stamping Through Astronomy . Milano: Springer Milan. стр. 19–55. doi :10.1007/978-88-470-2829-6_2. ISBN 978-88-470-2828-9. Архивировано из оригинала 13 марта 2024 г. . Получено 27 февраля 2023 г. .
  198. ^ Аристотель; Форстер, ES; Добсон, JF (1914). De Mundo. Оксфорд: The Clarendon Press. стр. 2.
  199. ^ Голдштейн, Бернард Р. (1997). «Спасение явлений: предыстория планетарной теории Птолемея». Журнал истории астрономии . 28 (1): 1–12. Bibcode : 1997JHA....28....1G. doi : 10.1177/002182869702800101. S2CID  118875902.
  200. ^ Бойер, К. (1968) История математики. Wiley, стр. 54.
  201. ^ Хит, Томас (2013). Аристарх Самосский, древний Коперник: История греческой астрономии до Аристарха, вместе с трактатом Аристарха о размерах и расстояниях Солнца и Луны. Cambridge University Press. стр. 302. ISBN 978-1-108-06233-6. Архивировано из оригинала 13 марта 2024 г. . Получено 26 февраля 2023 г. .
  202. ^ Колката, Джеймс Дж. (2015). Элементарная космология: от Вселенной Аристотеля до Большого взрыва и далее. IOP Publishing. doi :10.1088/978-1-6817-4100-0ch4. ISBN 978-1-68174-100-0. Архивировано из оригинала 5 июня 2018 г. . Получено 27 февраля 2023 г. .
  203. ^ Нойгебауэр, Отто Э. (1945). «История проблем и методов древней астрономии». Журнал исследований Ближнего Востока . 4 (1): 166–173. doi : 10.1086 /370729. JSTOR  595168. S2CID  162347339. Халдейский Селевк из Селевкии
  204. ^ Сартон, Джордж (1955). «Халдейская астрономия последних трех столетий до нашей эры». Журнал Американского восточного общества . 75 (3): 166–173 [169]. doi :10.2307/595168. JSTOR  595168. гелиоцентрическая астрономия, изобретенная Аристархом Самосским и все еще защищаемая столетие спустя Селевком Вавилонским
  205. ↑ Уильям П. Д. Уайтман (1951, 1953), Рост научных идей , Издательство Йельского университета. стр. 38, где Уайтман называет его Селевком Халдеем .
  206. ^ Лусио Руссо , Flussi e riflussi , Фельтринелли, Милан, Италия, 2003, ISBN 88-07-10349-4 . 
  207. ^ Бартель (1987, стр. 527)
  208. ^ Бартель (1987, стр. 527–529)
  209. ^ Бартель (1987, стр. 534–537)
  210. ^ 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.
  211. ^ Фраучи, Стивен К .; Оленик, Ричард П.; Апостол, Том М.; Гудштейн , Дэвид Л. (2007). Механическая вселенная: механика и тепло (расширенное издание). Кембридж [Кембриджшир]: Cambridge University Press. стр. 58. ISBN 978-0-521-71590-4. OCLC  227002144.
  212. ↑ Мизнер, Торн и Уиллер, стр. 754.
  213. ^ Али, Эма Акабара. Наука в Коране . Том. 1. Библиотека Малика. п. 218.
  214. ^ Рагеп, Ф. Джамиль (2001). «Туси и Коперник: движение Земли в контексте». Наука в контексте . 14 (1–2): 145–163. doi :10.1017/s0269889701000060. S2CID  145372613.
  215. ^ ab Misner, Thorne and Wheeler, стр. 755–756.
  216. ^ ab Misner, Thorne and Wheeler, стр. 756.
  217. ^ де Шезо JPL (1744 г.). Traité de la Comète . Лозанна. стр. 223 и далее.. Перепечатано как Приложение II в Dickson, FP (1969). Чаша ночи: Физическая вселенная и научная мысль . Кембридж, Массачусетс: MIT Press. ISBN 978-0-262-54003-2.
  218. ^ Ольберс HWM (1826). «Неизвестное название». Ярбух Боде . 111 .. Перепечатано как Приложение I в Dickson, FP (1969). Чаша ночи: Физическая вселенная и научная мысль . Кембридж, Массачусетс: MIT Press. ISBN 978-0-262-54003-2.
  219. ^ Джинс, Дж. Х. (1902). «Устойчивость сферической туманности». Philosophical Transactions of the Royal Society A. 199 ( 312–320): 1–53. Bibcode : 1902RSPTA.199....1J. doi : 10.1098/rsta.1902.0012. JSTOR  90845.
  220. ↑ Мизнер, Торн и Уилер, стр. 757.
  221. ↑ Джонс, Кеннет Глин (февраль 1971 г.). «The Observational Basis for Kant's Cosmogony: A Critical Analysis» (наблюдательная основа космогонии Канта: критический анализ). Journal for the History of Astronomy . 2 (1): 29–34. Bibcode : 1971JHA.....2...29J. doi : 10.1177/002182867100200104. ISSN  0021-8286. S2CID  126269712. Архивировано из оригинала 27 февраля 2023 г. Получено 27 февраля 2023 г.
  222. ^ Смит, Роберт У. (февраль 2008 г.). «За пределами Галактики: развитие внегалактической астрономии 1885–1965 гг., часть 1». Журнал истории астрономии . 39 (1): 91–119. Bibcode : 2008JHA....39...91S. doi : 10.1177/002182860803900106. ISSN  0021-8286. S2CID  117430789. Архивировано из оригинала 27 февраля 2023 г. Получено 27 февраля 2023 г.
  223. ^ Шаров, Александр Сергеевич; Новиков, Игорь Дмитриевич (1993). Эдвин Хаббл, первооткрыватель большого взрыва Вселенной. Cambridge University Press. стр. 34. ISBN 978-0-521-41617-7. Архивировано из оригинала 23 июня 2013 г. . Получено 31 декабря 2011 г. .
  224. ^ Эйнштейн, Альберт (1917). «Космологические исследования всех теорий относительности». Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte . 1917. (часть 1): 142–152.

Библиография

Внешние ссылки

Послушайте эту статью
(4 части, 1 час 13 минут )
Разговорный значок Википедии
Эти аудиофайлы были созданы на основе редакции этой статьи от 13 июня 2012 года и не отражают последующие правки. (2012-06-13)
( Аудиопомощь  · Больше устных статей )