Вселена

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Protoplanetary-disk.jpg

Вселена — сеопштост на просторот и објектите во него во астрономска смисла. Делот од вселената кој може да се види или испита обично се нарекува видлива вселена. Поради тоа што ширењето на вселената е многу поголемо од нејзиниот краен досег на набљудување, космолозите сметаат дека е неможно да се следи нејзиното ширење.

Во терминологијата на физичката космологија, вселената се смета за конечен или бесконечен временски простор во кој е сместена целата материја и енергија. Некои научници ја поддржуваат теоријата дека вселената е дел од многубројни други вселени.

Ширење, старост, теоријата за големата експлозија[уреди]

Главна статија: Големата експлозија и Ѕвезден развој Најважен резултат на физичката космологија е сознанието дека вселената се шири. Ако тоа се екстраполира инверзно во времето, се доаѓа до идејата за гравитациска сингуларност, мошне апстрактен математички концепт кој можеби соодветствува, но можеби и не соодветствува со вистината.

Од таму потекнува и теоријата за “големата експлозија” која е денес преовладувачки модел на вселената. Врз основа на податоците добиени од WMAP (WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), сонда на НАСА, староста на вселената, почнувајќи од “Големата експлозија” се проценува на околу 13,7 милијарди (13,7 × 109) години со можна грешкa од околу 1% (± 200 милиони години).

Другите методи за проценување на староста на вселената даваат различни вредности, почнувајќи од 11 милијарди до 20 милијарди години. Најголемиот број проценки се движат во опсегот од 13 до 15 милијарди години.

Први галаксии, структура на вселената[уреди]

Галаксиите се основен елемент на вселената. За сите вселенски објекти карактеристично е тоа што растојанието меѓу нив е многу поголемо од димензиите на самиот објект. Во случајот на галаксијата тоа изгледа отприлика вака: Ако замислиме дека големината на една галаксија е колку големината на паричка од 1 денар, средното растојание помеѓу галаксиите би изнесувало 1 метар. Меѓугалактичкиот простор практично е исполнет само со зраци кои зрачат од ѕвездите во галаксиите, како и со извесни количества од многу разреден меѓугалактички гас.

Галаксиите не се рамномерно распоредени во просторот. Тие се групираат во јата од галаксии, тоа е систем кој може да содржи од неколку десетици до неколку илјади галаксии. Основни особини на вселената се нејзина хомогеност и изотропност. Ако разгледуваме различни подрачја на вселената, но секогаш со исти зафатнини, во сите од нив ќе наидеме на просечно ист број галаксии. Во тоа се состои хомогеноста на вселената. Ако пак од било која точка во вселената вршиме набљудувања во различни насоки, во секој од нив ќе наидеме на приближно ист број галаксии, во што се состои изотропноста на вселената. Со други зборови во вселената не постои ниту едно место, ниту една насока која по нешто би се разликувала од останатите: секое место може подеднакво да се смета за центар на вселената, или поинаку речено, центарот на вселената не постои.

Нашето набљудување е достапно само во одреден дел на вселената, и тој дел од вселената се нарекува метагалаксија. Тоа значи дека вселената за нас не е бесконечна. За набљудувачите од Земјата постои дефиниран хоризонт во вселената кој од нас е подеднакво оддалечен во сите насоки. Слободно да се изразиме, можеме да кажеме дека вселената е составена од бесконечно многу метагалаксии кои се преклопуваат и во просек не се разликуваат едни од други.

Па денес усвоена интерпретација за постоење на границите на вселената - последица е нејзиното ширење, проучување на светлосните спектри со оддалечените галаксии докажано е дека во нив спектралните линии се поместени, со поголеми бранови должини и тоа се повеќе и повеќе во зависност од тоа колку е оддалечена галаксијата од нас. Оваа појава се нарекува црвено поместување, а најдоследно може да се објасни со таканаречениот Доплеров ефект. Галаксиите кои се наоѓаат на хоризонтот на нашите метагалаксии, толку многу се оддалечуваат практично со брзината на светлината, па нивната светлина е толку поместена со големи бранови должини, односно се многу далеку што не може да се испитува.

Вселената почнува да се шири во одредени моменти од минатото, тоа ширење морало да почне од состојби во кои густината на материјата била многу голема. Во почетниот момент на оваа фаза на ширење морало да се одигра некој процес во кој материјата почнала од некои нивоа кои и денес ги запазуваме. Тој процес го нарекуваме голема експлозија. Одредени теории говорат дека големата експлозија се случила пред околу 15 × 109 (15 000 000 000 години).

Уште една важна особина на вселената е нејзиниот елементарен состав. Огромен експериментален материјал сведочи дека масата на вселената е составена 70% од водород, 30% хелиум и само околу 1% од сите останати елементи заедно. Да спомнеме и дека конечната брзина на светлината во сите заеднички делувања има неизбежна последица. Гледајќи ја иднината на вселената, ние всушност го гледаме минатото!

Сонди и сателити во вселената[уреди]

Војаџер 1 и Војаџер 2 го напуштиле нашиот Сончев систем и сега патуваат далеку во вселената. Секоја сонда во себе носи запис на звуци и слики од Земјата во случај да се сретнат со некои други живи суштества. Војаџер 2 и Хабловиот вселенски телескоп(Hubble Space Tellescope) забележале облаци и темни дамки во горната атмосфера. Некои од нив се чини дека траат само по неколку дена. Војаџер 2 забележал четири бледи прстени окулу Нептун. Исто така открил и нови сателити. Нептун има осум сателити. Најголемиот сателит, Тритон, кружи во обратна насока од сите сателити.

Види исто така[уреди]

Портал „Астрономија

Надворешни[уреди]