Есть ли граница вселенной и что за ней: Наука: Наука и техника: Lenta.ru

Вселенная бесконечна? Или у нее есть границы?

Наверняка каждый из нас ночью, пытаясь уснуть, пытался понять – бесконечна ли Вселенная на самом деле? И если бесконечна – то как такое возможно? Как так может быть, что пространство нигде не заканчивается? Или у него есть все же определенный предел? И если он есть, то что находится там, за этим пределом?

Как правило, результаты этих размышлений равны нулю. И мозг медленно погружается в сон сквозь  узоры на ковре, висящем на стене. Он превращает их в карусели сияющих в бесконечном пространстве Галактик…😊

Из всех научных вопросов, о которых Вы внезапно можете задуматься, тот, что касается бесконечности Вселенной, несомненно один из самых сложных. И на данный момент на него невозможно ответить однозначно. Ученые предполагают, что обе возможности реальны. И у каждого подхода есть свои сторонники и противники.

Установление истины о том, есть ли у Вселенной какие-то границы, в конечном итоге зависит от выяснения ее формы и размера. И того, какую часть космоса мы, на самом деле, наблюдаем фактически.

Какую форму имеет Вселенная?

Лишь установление истинной формы Вселенной может открыть нам истину о том, какие она имеет размеры на самом деле. Космологи предполагают, что Вселенная, вероятно, может иметь одну из трех возможных форм, которые зависят от кривизны пространства.

По мнению некоторых исследователей, Вселенная может быть плоской. То есть без кривизны. И при этом бесконечной. А еще она может быть открытой, и иметь форму седла (с отрицательной кривизной). И снова бесконечной.

И третий вариант. Самый доступный для понимая нашим ограниченным трехмерным мозгом. Вселенная может быть замкнутой. Она может выглядеть как некая четырехмерная сфера. И быть вполне себе конечной.

Так какая же форма у Вселенной на самом деле? Лауреат Нобелевской премии космолог Джон Мазер из Центра космических полетов имени Годдарда, НАСА, недавно высказал свое мнение по этому поводу. Он утверждает, что наблюдения космического микроволнового фонового излучения (CMB), оставшегося со времени Большого взрыва, подтверждают идею плоской Вселенной.  И что она не имеет какой-либо кривизны (по крайней мере, в пределах наблюдаемого пространства).

«Вселенная плоская, как бесконечный лист бумаги», – заявил Мазер. «Вы сможете продолжать двигать бесконечно долго в любом направлении. И Вселенная везде будет такой же, как и здесь. То есть более или менее однородной».

Геометрия Вселенной определяется параметром плотности Ω в рамках космологических уравнений Фридмана. Автор: NASA / WMAP Science Team

Измерение размеров Вселенной

Текущие расчеты говорят, что наблюдаемая Вселенная простирается на 46,5 миллиарда световых лет во всех направлениях. А ее диаметр составляет 93 миллиарда световых лет в поперечнике.

Почему же так получилось? Ведь возраст Вселенной составляет 13,8 миллиарда лет! Тут есть нюанс. Свету, летящему с самого дальнего края наблюдаемой Вселенной потребовалось 13,8 миллиарда световых лет, чтобы достичь наших глаз. Однако со времени Большого Взрыва Вселенная продолжала расширяться со скоростью, которая, как нам кажется, все время увеличивается. И даже, для самых отдаленных рубежей, уже значительно превышает скорость света. Именно поэтому край наблюдаемой Вселенной переместился очень далеко от нас. И находится уже на расстоянии 46,5 миллиарда световых лет.

По разным оценкам, это огромное пространство включает от 200 миллиардов до 2 триллионов галактик. А в каждой из этих галактик в среднем не менее 100 миллиардов звезд.

Эти гигантские числа просто невозможно осознать. Но как ученые все это рассчитали?

Для этого они используют различные инструменты и методы, называемые «лестницей космических расстояний». Они начинают с расстояний, которые можно измерить напрямую. Например – при отражении радиоволн от близлежащих тел в Солнечной системе. Для этого измеряется время, через которое эти радиоволны возвращаются обратно на Землю. Поскольку скорость распространения радиоволн известна, по времени их задержки вычисляется расстояние, которое они преодолели.

Для расстояний, которые сложнее измерить, например для галактик на границе Вселенной, астрономы используют выводы, основанные на расчетах и ​​данных наблюдений.

Например, они используют метод «измерения параллакса». Он основан на измерении смещения звезды по отношению к объектам на ее фоне. А также информацию о «главной последовательности», которая содержит все наши знания об эволюции звезд. И, соответственно, об их классе светимости. Знание того, как яркость звезды связана с расстоянием до нее, имеет первостепенное значение при определении местоположения очень далеких объектов. То же самое происходит и при анализе красного смещения, который включает в себя измерение изменений длин волн света, исходящего от далеких галактик.

А как насчет ненаблюдаемой Вселенной?

Если Вы заметили, все приведенные выше числа и факты относятся к наблюдаемой части Вселенной. Или той шарообразной части космоса, которую можно каким-то образом увидеть с Земли. Или обнаружить с помощью космических телескопов и зондов. Но как насчет частей Вселенной, которые мы не видим? Ведь некоторые из них могут находиться слишком далеко от нас, чтобы свет, излученный после Большого взрыва, успел достичь Земли!

Исследование, проведенное группой британских ученых, показало, что фактический размер Вселенной может быть как минимум в 250 раз больше того, что мы наблюдаем. Исследователи рассчитали, что замкнутая и конечная Вселенная будет содержать примерно от 250 до 400 объемов наблюдаемой нами ее части.

Другая гипотеза, озвученная такими учеными, как лауреат Нобелевской премии Роджер Пенроуз, заключается в том, что Большой взрыв был лишь одним из эпизодов космической эволюции, которая происходит с нашей Вселенной. И на самом деле могло быть несколько Больших взрывов, за которыми следовали так называемые Большие сжатия. То есть существуют периоды, когда Вселенная перестает расширяться и схлопывается, чтобы потом взорваться снова.

Есть ли у Вселенной край?

И все же. Является ли Вселенная конечной? Или она представляет собой постоянно расширяющийся пузырь, у которого есть «край»? Есть ли место в космосе, куда Вы можете подойти, посмотреть вниз и сказать: «Ага. Вот он, конец Вселенной! Дальше нет ничего!».

Скорее всего, ответ на этот вопрос – нет.

Роберт Макнейс, доцент физики Чикагского университета, утверждает, что Вселенная изотропна. Это означает, что она следует так называемому «космологическому принципу». То есть обладает одинаковыми свойствами, и подчиняется одним и тем же законам физики во всех направлениях.

Если это так, то Вселенная очень похожа на поверхность воздушного шара. Представьте, что Вы муравей, ползущий по воздушному шару. Вы не заметили бы ничего особенного, если бы просто продолжали ползти и ползти вперед. В конце концов Вы, вероятно, вернетесь туда, откуда начали. Однако не поймете этого, если не оставите никаких подсказок. И такое путешествие может продолжаться вечно…

Но если бы кто-то вдохнул в воздушный шар побольше воздуха, пока Вы продолжаете ползти по нему, Вы бы почувствовали, что некоторые части воздушного шара удалились друг от друга. Хм.

Но это не важно. Потому что Вы все равно не найдете никогда край своего воздушного шара.

Подобно муравьям, нам вряд ли удастся добраться до конца Вселенной. Но однажды мы все же, наверное, сможем ответить на один вопрос – действительно ли она бесконечна? Или, все же, имеет какую-то реальную границу?

Существуют ли границы Вселенной?

До недавнего времени размышления о границе наблюдаемого мира были монополией теоретиков-космологов. И вот появилось сообщение двух астрономов, радиотелескоп которых в течение пяти лет обследовал широкий круговой пояс звездного неба, охватив около 80 процентов «территории» звездной сферы.

Доктора Б. Дж. Гаррис и Дж. Д. Краус из университетской радиообсерватории в Делавэре, США, проделали солидную работу. На одной и той же волне (1450 мегагерц) они определили радиояркости и составили каталог более 8100 астрономических объектов. Свою задачу они охарактеризовали как «наиболее глубинное и широкое обследование видимой Вселенной на частоте выше 408 мегагерц», а результат работы — как «самый крупный по числу объектов каталог из составленных по измерениям на одной частоте».

Столь широкие программы наблюдений обычно предпринимаются для того, чтобы обеспечить материалом ученых, занимающихся звездной статистикой. Именно звездная статистика, т. е. усреднение данных по большому числу отдельных наблюдений, позволяет, избавившись от индивидуальных отклонений, выявить общую тенденцию, а от нее — прийти к возможной закономерности… Какую же тенденцию заметили осторожные астрономы?

Расстояние до наблюдаемого источника излучения в астрономии определяют по его яркости. Можно, конечно, ошибиться, приняв даже близкий, но очень слабый источник за далекий источник средней или большой светимости. Но роль такой ошибки будет тем меньше, чем большее число отдельных наблюдений в нашем распоряжении — ошибки как бы взаимно уничтожаются.

Итак, чем менее ярким видим мы объект, тем, в среднем, дальше он от земного наблюдателя. И здесь радиоастрономия незаменима: она позволяет «увидеть» самые далекие космические объекты, недоступные обычным телескопам.

Так вот, Гаррис и Краус заметили, что процент все более слабых источников в восьмитысячном каталоге неуклонно падает. Иными словами: чем дальше в глубины космоса, тем меньше «звезд».

Наименьшее число радиоисточников — среди самых слабых, таких, расстояние до которых кажется огромным даже привыкшим к космическим масштабам астрономам — до 10 миллиардов световых лет. Когда же астрономы вычертили кривую зависимости числа замеченных объектов от расстояния до Земли, они обнаружили нечто весьма знакомое: зависимость напоминала теоретические предсказания так называемых «сингулярных моделей искривленной Вселенной», построенных космологами на базе общей теории относительности.

Несколько слов об этой модели: допустим, наша Вселенная возникла в результате гигантского взрыва из некоторого сверхсжатого «ядра». Теоретически нужно представить себе пространство-время стянутым в одну точку, а всю материю — сжатой до бесконечной плотности в этом «нулевом» объеме. Этот момент и называется особой точкой в «программе» эволюции — «истинной сингулярностью». Привычное нам время, как секундомер в начале матча, «пущено» в момент взрыва. А до этого момента и сами понятия «пространство», «время», возможно, не имеют смысла в привычном для нас понимании.

Итак, взрыв: материя разлетается во всем пространстве изотропным образом, подобно тому, как раздувается воздушный шарик и на нем разрастается сложный рисунок галактик, звездных скоплений и всего, что мы можем найти в нашей, «готовой» Вселенной.

Взрыв выпустил на волю вещество (и оно стало доступным наблюдению), пространство (и оно приобрело свойства притяженности) и время (и оно приобрело свойства длительности). В такой, принятой сейчас картине есть предельно ранний момент, когда новорожденное звездное тело может послать в сторону еще не возникшей Земли луч-сигнал.

И тут мы замечаем удивительное обстоятельство. Дело в том, что свет (или радиоволны) распространяется в пространстве с огромной, но все же конечной скоростью. Наблюдая далекие объекты, излучение которых затратило миллиарды лет, чтобы достичь Земли, мы увидим их в том возрасте, когда они отправили к нам свои сигналы. Самые далекие — в самом юном возрасте. А это означает, что если наша Вселенная «родилась», к примеру, 10 миллиардов лет назад, то радиоисточник, увиденный нами сегодня с расстояния в 10 миллиардов световых лет, должен был послать к нам луч уже в момент рождения Вселенной.

Ну, а как наблюдать звезду, расстояние до которой больше 10 миллиардов лет светового бега? Не могла же она послать к нам свой луч заранее, до момента возникновения нашей Вселенной?

Конечно, не могла. Она находится «за горизонтом принципиальной наблюдаемости». Мы могли бы сказать, что «горизонт наблюдаемости» — это сфера, наподобие «края света» древних, отделяющая доступную наблюдениям часть Вселенной от остальной беспредельной, но, увы; слишком огромной даже для самых ранних световых лучей ее части.

Теперь мы можем более точно говорить о «границах Вселенной»: в общерелятивистских моделях нашей Вселенной, содержащих истинную сингулярность (момент рождения), существует горизонт наблюдаемости, в принципе ограничивающий возможность дальних наблюдений (хотя это, разумеется, не означает, что космос в целом конечен).

Но ведь существуют модели Вселенной, в которых горизонта нет («несингулярные модели»)? Именно поэтому доктор Краус не захотел предвосхищать ответ на вопрос о конкретном выборе модели. «Это я оставляю теоретикам. Создатели моделей — изобретательные люди», — сказал он.

P. S. Возможно в будущем человечеству таки удастся запустить космические корабли к возможным границам нашей Вселенной, как и другим планетам. А в еще более отдаленном будущем космические корабли станут такой же обыденной реальностью как автомобили в наше время, и тогда на сайте auto-nim.ru можно будет почитать отзывы не только об современных автосалонах и автомобилях но и о космосалонах и космических кораблях.

Автор: Павел Чайка, главный редактор журнала Познавайка

При написании статьи старался сделать ее максимально интересной, полезной и качественной. Буду благодарен за любую обратную связь и конструктивную критику в виде комментариев к статье. Также Ваше пожелание/вопрос/предложение можете написать на мою почту pavelchaika1983@gmail. com или в Фейсбук, с уважением автор.

Страница про автора

НОВА Онлайн | Сбежавшая Вселенная

В видимой Вселенной миллиарды галактик. Насколько велика Вселенная? Брент Талли Насколько велика Вселенная? Может ли оно быть бесконечно большим? Если во Вселенной есть край, что за краем? И если у Вселенной было начало, что было происходит до этого? Наш опыт повседневного мира не готовит нас к пониманию концепции бесконечной вселенной. И все же, пытаясь представить себе, что космос на самом деле имеет границу, не делает вещи легче. Существует грань того, что мы можем видеть и когда-либо сможем увидеть во вселенной. Свет движется со скоростью 300 000 километров в секунду. Это максимальная скорость в этой вселенной — ничто не может двигаться быстрее, — но она относительно медленная по сравнению с расстояниями, которые нужно преодолеть. Ближайшая большая галактика к нашему Млечному Пути, галактика Андромеды, составляет два миллиона световых лет от нас. Самые далекие галактики, которые мы можем сейчас увидеть, составляют 10 или 12 миллиардов световых лет от нас. Мы никогда не сможем увидеть галактику, которая находится дальше по свету времени путешествия, чем стара Вселенная — примерно 14 миллиардов лет или около того. Таким образом, нас окружает «горизонт», за который мы не можем заглянуть, — горизонт определяется расстоянием, которое свет может пройти за возраст Вселенной. Этот горизонт описывает видимую вселенную — область размером около 28 миллиардов световых лет в диаметре. Но каковы горизонты цивилизации, которая обитает в самых далеких галактиках, которые мы видим? А как же галактики на пределы их видения? Есть все основания полагать, что Вселенная простирается далеко за пределы той части Вселенной, которую мы можем видеть. Фактически, Разнообразие наблюдений позволяет предположить, что наш видимый участок может быть малой, а может быть, и бесконечно малой частью всей Вселенной. Этот взгляд на Вселенную согласуется с популярной в настоящее время идеей о том, что Вселенная началась с огромного расширения размеров. Идея описывает своего рода ненаправленная энергия, присутствующая в космическом вакууме, называемая скалярными полями, которая каким-то образом попали в процесс под названием «инфляция». Консервативный оценкам, Вселенная расширилась за этот период настолько, что что-то размером с атом, раздутый до размера галактики. Если эта великая идея верна, то Вселенная больше, чем мы когда-либо могли бы вообразили. Но остается вопрос: есть ли граница, и если да, то какая? лежит в пустотах за его пределами? Ответ, по мнению некоторых космологов, действительно сногсшибательно. Если Вселенная возникла таким образом, то, вероятно, инфляция происходила в других местах, может быть, в бесконечном числе мест, за пределами нашего горизонта и вне нашего времени. Подразумевается, что существуют другие вселенные, возможно, похожие на нашу или сильно отличающиеся друг от друга, каждая по-своему пространстве и началось в свое время. Вселенная началась с огромного взрыва, породившего пространство и время. Инфляция подразумевает значительно расширенное представление о том, что такое Вселенная. Но Концепция также помогает нам понять вселенную, которую мы видим вокруг себя. Брать, например, недавнее наблюдение, что Вселенная не только расширяется — факт, известный астрономам уже более семидесяти лет, — но на самом деле ускорение наружу. Это открытие является предметом программы NOVA «Беглец». Вселенная.» Хотя мы никогда не сможем напрямую «увидеть» всю вселенную или мельком увидеть ее самых дальних горизонтов, мы можем узнать, как он себя ведет — как быстро он растет, остановится ли когда-нибудь его рост и какие силы были управляя его эволюцией в самых больших масштабах. Доказательства космической ускорение — наблюдения за далекими взрывающимися звездами, называемыми сверхновыми. (см. «Рождение сверхновой») — дает представление об этих поведение. Открытие космического ускорения было сделано путем изучения света сверхновые. Мы, астрономы, считаем, что знаем внутреннюю яркость особый вид сверхновых, называемый «тип Ia», поэтому мы можем рассчитать, насколько далеко такой объект должен быть от нас своей видимой или измеренной яркостью. Мы также знать, как быстро мчатся сверхновые звезды и галактики, в которых они находятся. от нас, измерив их «красное смещение». Красное смещение означает изменение цвета в свет галактик к красному концу спектра, когда они удаляются от нас. Чем быстрее удаляется галактика, тем краснее становится ее свет. (Для большего об этом явлении перейдите к разделу «Движущиеся цели».) В этой комбинации красного смещения и расстояния мы ищем «скорость роста» Вселенной в прошлом. Этот темп роста говорит нам о гравитации всей материи во вселенной — если есть много Дело в том, что со временем скорость роста замедлится. Возьмем случай Вселенной с таким количеством материи, что гравитация останавливает расширение, и все, наконец, рухнет само на себя. Мы называем это «замкнутая» вселенная. В такой вселенной расширение когда-то было бы намного Быстрее. Чтобы добраться до расстояний между галактиками, которые мы видим сейчас, занял относительно короткое время. Конечно, числа, связанные с «относительно короткий» может показаться пугающим. Второй возможностью может быть практически пустая вселенная, часто называется «открытой» Вселенной. Да, в нем должно быть достаточно вещей, чтобы позволить существование таких наблюдателей, как мы, но предположим, что общее количество материи незначительное гравитационное влияние на расширение. Эта вселенная просто крейсерская с той же скоростью расширения сейчас, как и в прошлом. По сравнению с первым возможность, закрытая вселенная, расширения в прошлом должны были бы иметь медленнее, чтобы получить наблюдаемые в настоящее время расстояния между галактиками. И это означало бы, что далекая сверхновая, которую наблюдали, уносится от нас с такая-то скорость (красное смещение) равна дальше в данном случае по сравнению к случаю плотной, замкнутой вселенной. В случае закрытой вселенной, поскольку расширение было быстрее в прошлом, не нужно идти так далеко (назад в время), чтобы достичь указанного красного смещения. См. сравнение открытой и закрытой вселенных. Требуется флэш-память Описывает ли любая из этих возможностей нашу вселенную? Нет! Тот, который Ближе всего подходит «открытая» вселенная. Однако сверхновые слишком тусклые, то есть они находятся так далеко, что даже эта модель не позволяет увидеть сверхновые. путешествовать так далеко, как астрономы наблюдают. Наша вселенная, настоящая, должна слонялись после своего первоначального инфляционного периода, но затем положили нога к ускорителю в последнее время, чтобы произвести теперешние разделения галактик. Что могло вызвать такое ускорение? У нас точно ничего нет Земной опыт, который готовит нас к такой возможности. Вот где вступает в действие теория инфляции. Сейчас около двух десятилетий, инфляция поддерживает идею о том, что существует некая энергия, которая заставляет пространство расширяться. Эта энергия конкурирует с гравитацией, хотя и не в локальных масштабах. Однако, если эта форма энергии станет преобладать, берегитесь! В то время как гравитация пытается раздавить эту энергию — назовем ее энергией вакуума, или скалярным полем, или энергия, представленная космологической постоянной в уравнениях Эйнштейна описывая динамику Вселенной — пытается расширить ткань пространства, раздвигая все. Основное положение инфляционной модели состоит в том, что эта форма энергии когда-то доминировала над гравитацией и вызвала взрыв нашей Вселенной вперед. Получается, что базовая картина инфляции удовлетворяет ряду наблюдаемых факты о Вселенной. Один факт особенно интересен, поскольку тем лучше становятся наши наблюдения, чем точнее они согласуются с предсказанием инфляционная модель. Это то, что Вселенная должна быть «плоской» — не в целом. искривление пространства. Впечатляюще убедительные доказательства — недавние измерения неравномерности в микроволновом фоновом излучении — подтверждает это предложение. Подробнее об экспериментах по микроволновому фоновому излучению. Микроволновое излучение приходит к нам из прошлого, когда Вселенная был первобытным огненным шаром. Мы видим «поверхность» так же, как мы видим «поверхность» солнце. Мы не можем смотреть на солнце (или облако в небе) из-за рассеивания света. Как и в случае с солнцем и его пятнами, поверхность последнего рассеяния первичный огненный шар имел структуру, вызванную локализованными областями, которые были более горячими или холоднее, менее или более плотный. Наиболее ярко выражены эти структуры на космологической поверхности последнего рассеяния определялись расстоянием, которое акустические волны (давление) могли распространяться в эпоху Вселенной в то время, когда Вселенной было около полумиллиона лет. Размер этих неровности дает нам линейку! Радиация была испущена так давно, до сих пор далеко, что он был смещен в красную сторону до миллиметровых длин волн. А сейчас миллиметровые эксперименты определяют угловой размер комков, вызванных акустические колебания в остывающей Вселенной на поверхности последней рассеяние. 900:30 Мы знаем, насколько большими были сгустки — пара сотен тысяч световых лет. через. Соотношение между их реальным размером, расстоянием и угловым размер, который мы наблюдаем, определяется геометрией Вселенной. Вселенная плотный с материей искажает окончательный размер в одну сторону, пустой или почти пустой Вселенная будет искажаться по-другому, и плоская Вселенная инфляционной модели создаст еще иной образ, который мы интуитивно назвали бы неискаженный. О чудо, результаты согласуются с квартирой. Вселенная инфляции. Это не вся история. Теория инфляции предсказывает точный рецепт того, как структура будет формироваться из маленьких вещей, сливающихся в большие вещи и говорит нам, сколько мелочей должно быть на каждое большое дело. наблюдения совпадают с ожиданиями, если смесь энергии и материи является такой же, как предполагалось в экспериментах со сверхновыми. Инфляция также решает старый спор о постоянной Хаббла, связь между скоростью галактики разлетаются и расстояния между ними. Если бы Хаббл Постоянная велика, тогда галактики расположены относительно близко друг к другу, и подразумеваемое возраст Вселенной слишком короток, если Вселенная была быстро расширение. Вселенная не может быть моложе вещей в ней. Однако, если вселенная слонялась и сейчас ускоряется, значит она достаточно старая и большая постоянная Хаббла все еще возможна. И мы действительно можем сделать прямой измерение плотности массы Вселенной, наблюдая за движением галактики, которые плещутся в гравитационных колодцах материи. Мы находим что-то это стало называться «темной материей». Если Вселенная «плоская», то это состояние достигается за счет суммы массы и плотности энергии. Измерения гравитационных возмущений показывают как раз необходимое дополнение вещество, компенсирующее энергию отталкивания, указанную измерениями сверхновых. За последние пару лет произошло замечательное сближение данных, все предполагая, что мы живем во Вселенной с несколькими процентами нормальной материи нашего повседневного опыта, возможно, 25% так называемой «темной материи», которая это имя дано, чтобы скрыть наше незнание того, что это такое, и 75% этой энергии которая хочет раздвинуть пространство — назовем это «темной энергией». Если правда, то сравнительно недавно в истории мироздания «темная энергия» стала доминирует над «темной материей». Во время преходящего господства темной материи она вызвало коллапс всей структуры Вселенной, к которой мы пришли. знать и ценить. Может, нам стоит меньше увлекаться темной энергией. Но это наслаждение физиков, потому что это могло бы предоставить лабораторию для момента творения. Это может быть, нынешний источник отталкивания совсем иной, чем первичная ситуация. Конечно, уровни плотности энергии и масштабы времени сильно отличается. Однако если мы сможем понять механизм настоящего ускорение, возможно, мы сможем получить представление об ускорении в первый мгновение нашего времени. Действительно сложный сценарий! Итак, насколько велика Вселенная в инфляции модель? Напрашивается вопрос, что происходит на границах и информация может передаваться через вселенные. Мы предполагаем, что нет. Это вполне может будь то лишь крошечная часть даже нашей собственной вселенной на нашем горизонте, в пределах домен, который мы могли бы надеяться узнать. Брент Талли, астроном из Гавайского университета, работает над проблемами связанных с формированием структуры и распределением темной материи в Вселенная. Открытие тесной корреляции между скоростями вращения а абсолютные светимости галактик стали известны как «Талли-Фишера». отношения и обеспечивает один из лучших способов измерения размера и возраста вселенная. Талли был научным консультантом и сопродюсером фильма NOVA «Беглец». Вселенная.» Изображения: (1) NOVA/NCSA; (2) Из моделирования образования галактик и крупномасштабных Структура Майкла Нормана, Брайана О’Ши и Грега Брайана, Grand Challenge Консорциум космологии (GC3), визуализация Донны Кокс, Стюарта Леви, Роберта Паттерсон, NCSA/UIUC. История Вселенной | Рождение сверхновой | Путешествие по Вселенной Движущиеся мишени | Насколько велика Вселенная? | Вращайте спиральную галактику Ресурсы | Стенограмма | Карта сайта | Дом сбежавшей вселенной Выбор редактора | Предыдущие сайты | Присоединяйтесь к нам/Электронная почта | TV/Web Расписание О NOVA | Учителя | Карта сайта | Магазин | Вакансии | Поиск | Распечатать PBS Online | НОВА Онлайн | WGBH © | Обновлено в ноябре 2000 г.

Вселенная не имеет ни края, ни центра

Вселенная не имеет ни края, ни центра

Подумайте об этом на мгновение: если Вселенная бесконечна, она имеет неограниченный объем; если Вселенная конечна, она имеет ограниченный измеримый объем. Запомните, мы не говорим о границах, ибо это другое дело. Граница – это граница пространства. Если бы мы достигли границы в пространстве, мы не могли бы идти дальше.

В общем, человеческий разум склонен к следующему представлению: если размер чего-то конечен, то у него должен быть какой-то край или граница. Чтобы у него не было края или границы, он должен быть бесконечным. Итак, поскольку мы не можем представить себе, что подошли бы к краю пространства (в конце концов, что тогда было бы за его пределами?), пространство должно быть бесконечным.

В этом упражнении мы рассмотрим это заблуждение. При этом мы будем использовать наши способности как в дедуктивных, так и в индуктивных рассуждениях. Дедуктивное рассуждение — это процесс демонстрации того, что если некоторые утверждения верны, то можно показать, что из них следуют другие утверждения. Индуктивное рассуждение основано на предположениях, основанных на наблюдениях, и закономерностях, которые мы видим, возникающих из наблюдений. Обе формы рассуждений будут использоваться при исследовании формы нашей Вселенной.

Мы увидим, что существуют формы конечного размера, но не имеющие границ. Нам придется отпустить многие ограничения, наложенные на нас нашим знакомством с трехмерным миром, в котором мы живем. Будьте готовы думать иначе. Помните, что в следующих упражнениях мы увидим больше, чем могли бы увидеть, если бы были ограничены поверхностями, которые мы будем исследовать, потому что у нас есть еще одно или два измерения, из которых мы можем смотреть!

Рабочие листы учащихся

• Урок 1 Рабочий лист
• Урок 2 Рабочий лист

Заметки учителя

Урок первый

На этом уроке учащиеся будут изучать различные «пространства» (в том числе
одномерные, двухмерные и трехмерные). Для каждого
пространство, они исследуют, что значит иметь или не иметь преимущество, или быть
конечный или бесконечный.

Ключ ответа

1. Существа в одномерной Вселенной будут либо отрезками, либо
   точки. Число 2 может видеть только 1 и 3, но никогда 4 или 5. Каждое существо может видеть два
   другие, кроме тех, что на каждом конце; конечные существа видят только друг друга
   находясь в их Вселенной.

   Линейный сегмент: конечный с границей; Окружность круга: конечная с
   нет границы; Луч: бесконечный с границей; Линия: бесконечная без границы

2. Внутренняя часть круга: конечная с границей; Поверхность сферы: конечная
   без границы; Полуплоскость: бесконечная с границей; Плоскость: бесконечная с
   без границы

3. Оба конечны и не имеют границ.

4. Если бы вы посмотрели вверх, то увидели бы свои ступни. если ты
   посмотрели налево, вы бы увидели свое изображение, просматриваемое с правой стороны. если ты
   смотрели вперед, вы бы увидели другое ваше изображение, если смотреть сзади.

   3-тор конечен без края.

Урок второй

На этом уроке учащиеся изучат концепцию наличия или отсутствия
является «центром» Вселенной. Урок начинается с упражнения на
дедуктивное рассуждение и прямое доказательство. Затем следует практическое
деятельности, где они увидят для себя, что, когда пространство
расширение, где находится центр, полностью зависит от того, откуда вы наблюдаете
расширение!

Ключ ответа и инструкции

1. Если Вселенная началась со взрыва, то Вселенная должна расширяться. Если Вселенная расширяется, у нее нет центра. Следовательно, если Вселенная началась со взрыва, у нее нет центра.

2. Доказательство:

   
   

3. Если Вселенная началась со взрыва и расширяется, так это или нет
   не обязательно иметь центр? Нет. Как только Вселенная начала расширяться, она
   стала как расширяющаяся поверхность. Само пространство расширялось. Однажды объекты
   стали появляться во Вселенной, у нас были какие-то «маркеры», если хотите, против
   для установления координат местоположения. Однако, как мы ни старались, у нас есть
   никогда не был в состоянии использовать эти галактики, чтобы установить пространственное предпочтение в
   Вселенная. Центра нет, и все пространство как бы расширяется
   вдали от всего остального пространства. Не важно где ты.

4. Можем ли мы взять все объекты во Вселенной, проследить их движение
   назад во времени, чтобы прийти к единственной точке пересечения, т. е. к точке
   при котором произошел большой взрыв? Если да, то эта точка действительно была бы центром
   Вселенной. Однако такой точки не существует.

Давайте исследуем деятельность

1. Независимо от того, какую галактику они выбрали в качестве центра (и, следовательно,
   измерить все другие галактики относительно), все другие галактики
   будет казаться удаляющимся от выбранного центра.

2. То же самое, что произошло с резинкой, произойдет и с
   воздушный шар или мяч.

3. Теперь вы можете провести своих учеников через визуализацию идей
   исследовано выше, а именно, каждая точка видит себя центром, из которого
   все остальное расширяется. Вам нужно будет распечатать два изображения ниже на
   прозрачные пленки. Если у вас нет доступа к цвету, черно-белое все равно будет
   работай.

   Прозрачность синего цвета показывает, какая часть Вселенной может иметь
   выглядел примерно миллиард лет назад. Красная прозрачность показывает, что
   этот раздел будет выглядеть сегодня. Положите каждый лист на накладные расходы
   проектор по одному. Посмотрите на каждый лист. Есть ли очевидный «центр» для
   распространение? Теперь положите красную простыню поверх синей, выровняв
   внешние обода. Предложите учащимся обсудить и описать получившуюся модель.

   Сместите верхний лист немного вправо. Не переворачивайте листы
   относительно друг друга. Что случилось с раздачей?
   Сдвиньте его вверх. Теперь, что вы видите? Позвольте учащимся обсудить, что
   происходит и как это соотносится с тем, что они узнали о Вселенной.
   Они должны записывать свои мысли в своих рабочих листах.

   Предложите учащимся выяснить, как расположить накладки так, чтобы
   ЛЮБАЯ точка может оказаться центром расширения. Они должны описать на
   их рабочие листы, что нужно будет сделать.

   Это задание было адаптировано из задания, созданного
   Дэвид Чандлер, который также
   создал два имитационных изображения.

Национальные стандарты

Математика

Геометрия: В 9-12 классах все учащиеся должны:

• Анализ характеристик и свойств двух- и трехмерных геометрических фигур и разработка математических аргументов в отношении геометрических взаимосвязей
• анализировать свойства и определять признаки двух- и трехмерных объектов;
• исследовать отношения (включая конгруэнтность и сходство) между классами двух- и трехмерных геометрических объектов, делать и проверять предположения о них и решать связанные с ними задачи;
• установить достоверность геометрических предположений, используя дедукцию, доказать теоремы и критические аргументы, сделанные другими;
• Использование визуализации, пространственного мышления и геометрического моделирования для решения задач
• рисовать и строить представления двух- и трехмерных геометрических объектов с использованием различных инструментов;
• визуализировать трехмерные объекты и пространства с разных точек зрения и анализировать их сечения;
• используют геометрические модели, чтобы получить представление о других областях математики и ответить на вопросы;
• используют геометрические идеи для решения задач и получения информации о других дисциплинах и других областях, представляющих интерес, таких как искусство и архитектура.