Şuna bir bakın - gözlenebilir evren çok geniş, nasıl oluştu?
Evren bebeklikten günümüze nasıl geçti?
Şekilde gösterilen alan, Lyra'daki yüzlerce yıldızı gösteren, Kepler'in tam görüş alanının% 0,2'si kadardır. (Fotoğraf kaynağı: ABD Enerji Bakanlığı'nın NASA / Ames Laboratuvarı / California Teknoloji Enstitüsü Jet Tahrik Laboratuvarı)
Evrenin çoğu boşlukta olduğuna göre, neden tüm maddeler içinde eşit olarak dağılmıyor?
Kısaca: Elektromanyetik kuvvetle karşılaştırıldığında, yerçekimi uzaktaki bir kuvvettir ve her zaman çekicidir.
Daha ayrıntılı bir cevap (daha çok bir hikaye gibi) aşağıdaki gibidir:
Evren bir zamanlar maddenin "içinde eşit olarak dağıldığını" söylemişti (biz ona "homojen" diyoruz) ve biz onu görebiliriz. Bu, Büyük Patlama'dan sadece 380.000 yıl sonra (Büyük Patlama'dan 13.8 milyar yıl uzaktayız), başlangıç aşamasında olan evrenin bir görüntüsüdür:
Big Bang evreni 13,8 milyar yıl önce oluştu. Kaynak: Sohu
Bu kozmik mikrodalga arkaplanıdır (CMB) ve bu dalgalanmalar bunun sadece yüz binde biri kadardır.
Big Bang modeli önerilmeden önce, kozmik mikrodalga arka plan tahmin edilmişti. Kaynak: Sina
Çok homojen, değil mi? Ortadaki beyaz kısım galaksimizin radyoaktif kaynağıdır, onları görmezden gelebilirsiniz.
Sonunda ne oldu? Evren şu anda gözlemlediğimiz yapıya nasıl dönüştü?
Erken evrenin sıcaklığı o kadar yüksekti ki, tüm maddeler iyonlaştı. Fotonlar, serbest elektronlar tarafından hızla saçıldıkları için serbestçe hareket edemezler (ortalama foton, dağılmadan önce bir nanometrenin yalnızca bir kısmını hareket ettirebilir). Bu, erken evrenin opak olduğu anlamına gelir, bir uçağın bulutlara uçtuğu zamanki gibi, etrafınızda ışık olsa bile, pek bir şey göremezsiniz. Bu nedenle, yukarıdaki resimden daha önce evrenin resimlerini göremiyoruz. Bu aynı zamanda madde ve radyasyonun birleştiği anlamına gelir. Radyasyon madde üzerinde baskı oluşturur. Maddenin dağılımındaki aşırı yoğunluk, yerçekimi ile maddeyi çekip büyümeye başladığında, radyasyon basıncı ters yönde hareket edecek ve hiper yoğunluk minimum ile maksimum arasında salınmaya başlayacaktır. Yapı oluşturulamaz ve evren hala oldukça homojendir.
Evren genişlediğinde, atomların radyasyonla yok edildiklerinden daha hızlı oluştuğu noktaya kadar soğudu (radyasyon o sırada yaklaşık 3.000 Kelvin idi). Buna yeniden yapılanma çağı denir (bu adın yanlış anlaşılması kolaydır, aslında bu çağın "ağır" ile ilgisi yoktur, ancak astronomlar bunu adlandırmanın daha uygun bir yolunu bulamamışlardır). Atomlar elektron oluşturup yakaladığında, fotonlar engel olmadan özgürce hareket edebilir ve evren 13,8 milyar yıl sonra göreceğimiz şey olacak.
Sanatçının hayal gücü: Evrenin devasa yapısının fotonları kozmik mikrodalga fonunda (CMB) nasıl saptırdığı. Kaynak: Express
Bu, yeniden yapılanmadan kısa bir süre sonra, maddedeki süper yoğunluğun (biz buna "yoğunluk bozukluğu" diyoruz) maddeyi yerçekimi yoluyla çekerek büyüyebileceği anlamına gelir. Süper yoğunluk arttıkça, yerçekimi etkisi de artar ve daha hızlı ve daha hızlı büyür. Tabii ki, maddenin, yerçekimine karşı koymaya ve tüm maddenin kontrolsüz yerçekimsel çöküşünü önlemeye yardımcı olan bir basıncı da vardır. Ancak yeniden yapılanma öncesi dönemde, hala radyasyon basıncı kadar etkili değil. Böylece yapı aşağıdan yukarıya doğru yavaş yavaş oluştu (bkz. "Hiyerarşik Yapının Oluşumu"), bu da şimdi gördüğümüz modern evren galaksileri ve galaksi kümeleri ile sonuçlandı.
Kozmik ölçekte oluşum süreci "yapı oluşumuna" çok benzer, ancak daha küçük bir ölçekte olması, yani yıldızlar galaksilerdeki (ve nihayetinde gezegenlerde) moleküler bulutlardan oluşur. Bu süreçte en önemli şey, yeni çökmüş çekirdeğin yeterince hızlı soğumasıdır ve ancak bu şekilde çöküş, moleküler bulutların tipik yaşam döngüsü boyunca (yaklaşık 10-20 milyon yıl) yıldızlar oluşana kadar devam edebilir.
Burada durmalıyım, ama gerçekten çok önemli bir kısmı kaçırmak istemiyorum: karanlık madde.
Evrenin yeni modeli: gizemli karanlık maddeyi ve evrensel yerçekimini keşfetmek mi? Kaynak: Baidu biliyor
Yalnızca normal (baryon) madde ve radyasyon içeren bir kozmik simülasyon çalıştırırsanız, kozmik mikrodalga arka planında (CMB) gözlemlediklerimize benzer başlangıç koşullarıyla başlayın ve 13,8 milyar yıl boyunca çalışmasına izin verin (tabii ki bu simülasyon zamanıdır, Bu tür bir simülasyon aslında mevcut kozmolojik araştırmalarda yaygın olarak kullanılmaktadır), yapı oluşturulacak, ancak mevcut evrenimizden tamamen farklı görünüyor.
1980'lerden beri ortaya çıkan görüş, karanlık maddenin hiyerarşinin oluşumunda önemli bir rol oynadığı yönündedir ("Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası" ve "Planck" gibi son kozmik mikrodalga arka plan gözlem misyonları da bu noktayı doğrulamıştır. ). Karanlık madde radyasyondan baryonik maddeden çok daha erken ayrıldı, bu yüzden çöküşü de daha erken başladı. Sonra düğüm noktalarında kesişen iplikler ve tabakalarla kozmik ağ dediğimiz şeyi oluşturdu ve galaksi kümelerinin oluşumunun yolunu açtı.
ABD "Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Detektörü". Kaynak: Baidu
Avrupa Uzay Ajansı'nın Planck Uzay Gözlemevi 2009'da yörüngeye girdi. Kaynak: Fosil Ağı
Modern evrende gözlemlenen galaksilerin özelliklerini ancak bunu evren simülasyonuna ekleyerek (istatistiksel olarak) yeniden üretebiliriz.
Eser sahibi: quora
FY: LindaF
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden basım için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
