Gözlemlenebilir evren - Observable universe

Gözlemlenebilir evren
Ölçümlerle Gözlemlenebilir Evren 01.png
Tüm gözlemlenebilir evrenin görselleştirilmesi. Ölçek, ince taneciklerin çok sayıda üstküme koleksiyonlarını temsil ettiği şekildedir. Başak Üstkümesi Samanyolu ait -Ev Way-olan merkezde işaretlenmiş, ancak görülemeyecek kadar küçük.
Çap 8,8 × 10 26  m veya 880 Ym (28.5 Gpc veya 93 Gly )
Ses 3,566 x 10 80  m 3
Kütle (sıradan madde) 1,5 × 10 53  kg
Yoğunluk (toplam enerjinin) 9.9 x 10 -27  kg / 3 (eşdeğer 6 protonlar alanının metreküp birimi başına)
Yaş 13.799 ± 0.021  milyar yıl
Ortalama sıcaklık 2,72548 K
İçindekiler

Gözlemlenebilir evrenin bir olan top şeklinde bölgesi evrenin tüm içeren madde olabilir gözlenen gelen Dünya'da çünkü şu anda ya da uzay tabanlı teleskoplar ve keşif sonda elektromanyetik radyasyon Bunların nesnelere ulaşmak için zaman geçtiğinden Güneş Sistemi ve Dünya kozmolojik genişlemenin başlangıcından beri . Gözlemlenebilir evrende 2 trilyon galaksi olabilir , ancak bu sayının yakın zamanda Yeni Ufuklar'dan alınan yeni verilere dayanarak yalnızca birkaç yüz milyar olduğu tahmin ediliyor . Evrenin izotropik olduğunu varsayarsak, gözlemlenebilir evrenin kenarına olan uzaklık kabaca her yönde aynıdır . Yani gözlemlenebilir evren, gözlemci merkezli küresel bir hacme ( top ) sahiptir. Evrendeki her konumun, Dünya merkezli olanla örtüşen veya örtüşmeyen kendi gözlemlenebilir evreni vardır.

Bu anlamda gözlemlenebilir kelimesi , modern teknolojinin bir nesneden gelen ışığı veya diğer bilgileri algılama kabiliyetini veya tespit edilecek herhangi bir şeyin olup olmadığını ifade etmez. Işık hızının kendisinin yarattığı fiziksel sınırı ifade eder . Hiçbir sinyal ışıktan daha hızlı hareket edemez, bu nedenle sinyaller henüz bize ulaşamayacağı için ötesinde hiçbir şeyin algılanamayacağı bir maksimum mesafe ( parçacık ufku denir ) vardır. Bazen astrofizikçiler , yalnızca rekombinasyondan (hidrojen atomlarının protonlar ve elektronlardan oluştuğu ve fotonlar yayıldığı zaman) yayılan sinyalleri içeren görünür evren ile kozmolojik genişlemenin başlangıcından bu yana ( Big Bang) sinyalleri içeren gözlemlenebilir evren arasında ayrım yapar. geleneksel fiziksel kozmolojide , modern kozmolojide şişme çağının sonu ).

Hesaplamalara göre , görünür evrenin yarıçapını temsil eden kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun (CMBR) yayıldığı parçacıklara olan mevcut comoving mesafesi - ışık yayıldığından beri evrenin genişlediğini hesaba katan uygun mesafe - , yaklaşık 14.0 milyar parsek (yaklaşık 45,7 milyar ışıkyılı) iken, gözlemlenebilir evrenin kenarına gelen uzaklık yaklaşık 14,3 milyar parsek (yaklaşık 46.6 milyar ışıkyılı), yaklaşık %2 daha büyüktür. Yarıçapı gözlemlenebilir evrenin nedenle 46,5 milyar ışık yılı ve ilgili olduğu tahmin edilmektedir çapı 28.5 gigaparsecs (93 milyar ilgili ışık yılı ya da 8.8 x 10 26 metre veya 2.89 x 10 27 880 eşit ayak), yottametres . Kullanarak kritik yoğunluğu ve gözlemlenebilir evrenin çapı, evrenin; maddenin toplam kütlesi 1.5 x yaklaşık 10 olduğu hesaplanabilir 53  kg. Kasım 2018'de gökbilimciler, ekstragalaktik arka plan ışığının (EBL) 4 × 10 84 foton olduğunu bildirdiler .

Evrenin genişlemesi hızlanırken, yerel üstkümemizin dışındaki şu anda gözlemlenebilir tüm nesneler zamanla donmuş gibi görünecek ve giderek daha kırmızı ve daha soluk ışık yayacaktır. Örneğin, mevcut kırmızıya kayması z'nin 5'ten 10'a olduğu nesneler, 4-6 milyar yıldan daha uzun bir süre boyunca gözlemlenebilir kalacaktır. Buna ek olarak, şu anda belirli bir yaklaşma mesafesinin (şu anda yaklaşık 19 milyar parsek) ötesinde bulunan nesnelerin yaydığı ışık asla Dünya'ya ulaşmayacaktır.

Evren, gözlemlenebilir evrene karşı

Tüm evrenin boyutu bilinmiyor ve kapsamı sonsuz olabilir. Evrenin bazı kısımları, Büyük Patlama'dan bu yana yayılan ışığın Dünya'ya veya uzaya dayalı araçlara ulaşması için yeterli zamana sahip olamayacak kadar uzaktadır ve bu nedenle gözlemlenebilir evrenin dışındadır. Gelecekte, uzak galaksilerden gelen ışığın seyahat etmek için daha fazla zamanı olacak, bu nedenle ek bölgeler gözlemlenebilir hale gelecek. Bununla birlikte, Hubble yasası nedeniyle , Dünya'dan yeterince uzaktaki bölgeler ondan ışık hızından daha hızlı genişliyor ( özel görelilik , aynı yerel bölgedeki yakındaki nesnelerin birbirine göre ışık hızından daha hızlı hareket etmesini engelliyor, ancak aralarındaki boşluk genişlerken uzaktaki nesneler için böyle bir kısıtlama yoktur; bir tartışma için uygun mesafenin kullanımlarına bakın ) ve ayrıca genişleme hızı karanlık enerji nedeniyle hızlanıyor gibi görünüyor .

Karanlık enerjinin sabit kaldığını (değişmeyen bir kozmolojik sabit ) ve böylece evrenin genişleme hızının hızlanmaya devam ettiğini varsayarsak , nesnelerin sonsuz gelecekte herhangi bir zamanda gözlemlenebilir evrenimize asla giremeyecekleri bir "gelecekteki görünürlük sınırı" vardır. Bu sınırın dışındaki nesnelerin yaydığı ışık asla Dünya'ya ulaşamaz. (Bir incelik, Hubble parametresinin zamanla azalması nedeniyle, Dünya'dan ışıktan biraz daha hızlı uzaklaşan bir galaksinin, sonunda Dünya'ya ulaşan bir sinyal yaydığı durumlar olabilir.) Gelecekteki bu görünürlük sınırı, 19 milyar parseklik (62 milyar ışıkyılı) bir uzaklıkla hesaplandı , evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceğini varsayarsak, bu da teorik olarak sonsuz gelecekte gözlemleyebileceğimiz galaksilerin sayısını ifade eder (bazılarının olabileceği konusu bir yana bırakılırsa). Aşağıdaki paragrafta tartışıldığı gibi, kırmızıya kayma nedeniyle pratikte gözlemlenmesi imkansız), şu anda gözlemlenen sayıdan sadece 2,36 kat daha büyüktür.

Sanatçının logaritmik skala ile gözlemlenebilir evrenin anlayışı Güneş Sistemi'nin merkezinde, iç ve dış en gezegenlerin , Kuiper kuşağının , Oort bulutu , Alfa Centauri , Kahraman kolunda , Samanyolu galaksisinin , Andromeda Galaxy yakındaki galaksilerin , Kozmik web , Kozmik mikrodalga radyasyon ve Big Bang'in kenardaki görünmez plazması. Gök cisimleri, şekillerini takdir etmek için büyütülmüş görünür.

Prensipte gelecekte daha fazla gökada gözlemlenebilir hale gelse de, uygulamada, devam eden genişleme nedeniyle artan sayıda gökada aşırı derecede kırmızıya kayacak ; öyle ki gözden kaybolup görünmez hale gelecekler. Ek bir incelik, belirli bir uzaklıktaki bir galaksinin, geçmiş tarihinde herhangi bir yaşta galaksi tarafından yayılan sinyalleri alabiliyorsak (örneğin, galaksiden yalnızca 500 milyon Büyük Patlama'dan yıllar sonra), ancak evrenin genişlemesi nedeniyle, aynı galaksiden gönderilen bir sinyalin sonsuz geleceğin herhangi bir noktasında Dünya'ya asla ulaşamayacağı daha ileri bir yaş olabilir (yani, örneğin, asla Galaksinin Büyük Patlama'dan 10 milyar yıl sonra nasıl göründüğünü görün), aynı hareket mesafesinde kalmasına rağmen (gelişme mesafesi zamanla sabit olarak tanımlanır - genişleme nedeniyle durgunluk hızını tanımlamak için kullanılan uygun mesafeden farklı olarak). uzay), gözlemlenebilir evrenin hareket yarıçapından daha küçüktür. Bu gerçek , Dünya'dan uzaklığı zamanla değişen bir tür kozmik olay ufkunu tanımlamak için kullanılabilir . Örneğin, bu ufka olan mevcut uzaklık yaklaşık 16 milyar ışıkyılıdır, yani şu anda meydana gelen bir olaydan gelen bir sinyal, olay 16 milyar ışıkyılı uzaklıktaysa gelecekte sonunda Dünya'ya ulaşabilir, ancak Olay 16 milyar ışıkyılı uzaklıktaysa, sinyal asla Dünya'ya ulaşamayacak.

Kozmolojideki hem popüler hem de profesyonel araştırma makaleleri genellikle "evren" terimini "gözlemlenebilir evren" anlamında kullanır. Bu, pek çok güvenilir teori gözlemlenebilir evrenden çok daha büyük bir toplam evren gerektirse de, evrenin Dünya'dan nedensel olarak bağlantısız olan herhangi bir kısmı hakkında doğrudan deney yaparak hiçbir şeyi asla bilemeyeceğimiz gerekçesiyle haklı çıkarılabilir . Gözlemlenebilir evrenin sınırının bir bütün olarak evren üzerinde bir sınır oluşturduğuna dair hiçbir kanıt yoktur ve ana akım kozmolojik modellerden herhangi biri, bazı modeller bunun olabileceğini öne sürse de, ilk etapta evrenin herhangi bir fiziksel sınırı olduğunu önermez. alanı sonlu ama kenarı olmayan bir kürenin 2B yüzeyinin daha yüksek boyutlu bir analogu gibi sonlu ama sınırsız.

O makuldür galaksilerin bizim gözlemlenebilir evrende evrendeki galaksilerin sadece ufacık kısmını temsil eder. İlk olarak kurucuları Alan Guth ve D. Kazanas tarafından ortaya atılan kozmik şişme teorisine göre , şişmenin Büyük Patlama'dan yaklaşık 10 -37 saniye sonra başladığı varsayılırsa , o zaman evrenin büyüklüğünün Dünya'dan önce olduğu makul varsayımı ile yapılır. meydana gelen şişme yaklaşık olarak ışık hızının yaşının çarpımına eşitti, bu da şu anda tüm evrenin boyutunun gözlemlenebilir evrenin yarıçapının en az 3 × 10 23 (1.5 × 10 34 ışıkyılı) katı olduğunu düşündürür .

Evren sonlu ancak sınırsız ise, evrenin gözlemlenebilir evrenden daha küçük olması da mümkündür . Bu durumda, çok uzak gökadalar olarak kabul ettiğimiz şey, aslında evreni dolaşan ışığın oluşturduğu yakındaki gökadaların kopya görüntüleri olabilir. Bu hipotezi deneysel olarak test etmek zordur, çünkü bir galaksinin farklı görüntüleri, tarihinin farklı dönemlerini gösterir ve sonuç olarak oldukça farklı görünebilir. Bielewicz et al. son saçılan yüzeyin çapı üzerinde 27.9 gigaparseklik (91 milyar ışıkyılı) bir alt sınır oluşturduğunu iddia ediyor (çünkü bu yalnızca bir alt sınır, çünkü tüm evren muhtemelen çok daha büyük, hatta sonsuz). Bu değer, WMAP 7 yıllık verilerinin eşleşen daire analizine dayanmaktadır . Bu yaklaşım tartışmalıdır.

Boy

Fornax takımyıldızı yakınında, gözlemlenebilir evrenin bir bölgesinin (sol alt köşede eşdeğer gökyüzü alanı boyutu gösterilmektedir) Hubble Ultra-Derin Alan görüntüsü . Her nokta milyarlarca yıldızdan oluşan bir galaksidir . En küçük, en kırmızıya kaymış gökadalardan gelen ışık, yaklaşık 14 milyar yıl önce ortaya çıktı.

Comoving mesafesi gözlemlenebilir evrenin kenarına Earth 14.26 giga yaklaşık parseklik (46.5 milyar ABD ışık yılı ya da 4.40 x 10 26  herhangi bir yönde m). Bu nedenle gözlemlenebilir evren yaklaşık 28.5 gigaparsek (93 milyar ışıkyılı veya 8.8 × 10 26  m) çapında bir küredir . Uzayın kabaca düz olduğunu varsayarsak ( Öklid uzayı olması anlamında ), bu boyut yaklaşık1.22 × 10 4  Gpc 3 (4.22 × 10 5  Giy 3 veya3.57 × 10 80  m 3 ).

Yukarıda alıntılanan rakamlar , ışığın yayıldığı andaki mesafeler değil, şimdiki mesafelerdir ( kozmolojik zamanda ). Örneğin, şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu , yaklaşık olarak meydana geldiği tahmin edilen foton ayrışması sırasında yayılmıştır.Yaklaşık 13,8 milyar yıl önce meydana gelen Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra. Bu radyasyon, aradan geçen zamanda, çoğunlukla galaksilerde yoğunlaşan madde tarafından yayıldı ve bu galaksilerin şimdi bizden yaklaşık 46 milyar ışıkyılı uzaklıkta olduğu hesaplanıyor. Işığın yayıldığı sırada bu maddenin uzaklığını tahmin etmek için, genişleyen evreni modellemek için kullanılan Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metriğine göre , eğer şu anda şu anda ışık alıyorsak, şunu not edebiliriz: bir kırmızıya kayma ve z , daha sonra ölçek faktör zamanda ışık başlangıçta verilir salınımı gerçekleştirilerek

.

Diğer ölçümlerle birlikte WMAP dokuz yıllık sonuçları , foton ayrışmasının kırmızıya kaymasını z  = olarak verir. 1 091 .64 ± 0.47 , bu da foton ayrışması sırasındaki ölçek faktörünün 11092.64 olacağı anlamına gelir . Bu nedenle, en eski kozmik mikrodalga arka plan (CMBR) fotonlarını orijinal olarak yayan maddenin mevcut uzaklığı 46 milyar ışıkyılıysa, o zaman fotonların ilk yayıldığı ayrıştırma zamanında, mesafe yalnızca yaklaşık 42 milyon ışık olurdu. -yıl.

Işık hareket mesafesi gözlemlenebilir evrenin kenarına olan Evrenin yaş bölünmesiyle ışık hızı , 13.8 milyar ışık y. Bu, Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra yayılan, örneğin kozmik mikrodalga arka planından gelen bir fotonun Dünya'daki gözlemcilere ulaşmak için kat ettiği mesafedir . Uzay-zaman , uzayın genişlemesine karşılık gelen eğri olduğundan , bu mesafe, zamanın herhangi bir anında gerçek mesafeye karşılık gelmez.

Büyük ölçekli yapı

RXC J0142.9+4438 gibi galaksi kümeleri, tüm Evrene nüfuz eden kozmik ağın düğümleridir.
Galaksi ve karanlık madde kümelerinin büyük ölçekli yapısını gösteren, yerel evrenin kozmolojik simülasyonunun videosu

Elektromanyetik radyasyonun (özellikle 21 cm'lik emisyon ) çeşitli dalga boyu bantlarının gökyüzü araştırmaları ve haritalamaları , evrenin yapısının içeriği ve karakteri hakkında çok fazla bilgi sağlamıştır . Yapının organizasyonu bir takip görünen hiyerarşik kadar kuruluşla modeli ölçek ait üstkümelerin ve filamentler . Bundan daha büyük (30 ila 200 megaparsec arasındaki ölçeklerde), sürekli bir yapı yok gibi görünüyor , Büyüklüğün Sonu olarak anılan bir fenomen .

Duvarlar, lifler, düğümler ve boşluklar

Balçık kalıbından ilham alan bir algoritmadan oluşturulan kozmik ağın haritası

Çoğu kozmolog nadiren astrofiziği bu ölçekte ele alsa da, yapının organizasyonu tartışmalı bir şekilde yıldız seviyesinde başlar . Yıldız şeklinde düzenlenir gökada , bu durum da, formu gökada grubu , Galaxy kümeleri , üstkümeler , levhalar, duvar ve filamanların büyük ayrılır, boşluk oluşturma geniş bir köpük benzeri bazen "evrensel ağ" olarak adlandırılan bir yapı. 1989'dan önce, yaygın olarak virialize galaksi kümelerinin var olan en büyük yapılar olduğu ve bunların evrende her yöne aşağı yukarı eşit olarak dağıldığı varsayılırdı . Ancak, 1980'lerin başından beri, giderek daha fazla yapı keşfedildi. 1983 yılında Adrian Webster , 5 kuasardan oluşan büyük bir kuasar grubu olan Webster LQG'yi tanımladı . Keşif, büyük ölçekli bir yapının ilk tespitiydi ve evrendeki bilinen madde gruplandırması hakkındaki bilgileri genişletti.

1987'de Robert Brent Tully , Samanyolu'nun içinde bulunduğu gökada filamenti olan Balık-Cetus Üstkümesi Kompleksi'ni tanımladı . Genişliği yaklaşık 1 milyar ışık yılıdır. Aynı yıl, ortalamadan çok daha düşük gökada dağılımına sahip alışılmadık derecede büyük bir bölge olan 1,3 milyar ışıkyılı çapındaki Dev Boşluk keşfedildi . Kırmızıya kayma araştırma verilerine dayanarak, 1989'da Margaret Geller ve John Huchra , 500 milyon ışıkyılı uzunluğunda ve 200 milyon ışıkyılı genişliğinde, ancak yalnızca 15 milyon ışıkyılı kalınlığında bir gökada tabakası olan " Çin Seddi " ni keşfettiler . Bu yapının varlığı, gökadaların konumunun, gökadalar hakkındaki konum bilgilerini kırmızıya kaymalardan gelen uzaklık bilgileriyle birleştirmeyi içeren üç boyutlu olarak bulunmasını gerektirdiğinden, bu kadar uzun süre fark edilmedi . İki yıl sonra, astronomlar Roger G. Clowes ve Luis E. Campusano keşfetti Clowes-Campusano LQG , bir büyük quasar grubunu ilanından zamanda evrendeki bilinen en büyük yapı oldu en geniş noktasında iki milyardan ışık yılı ölçme . Nisan 2003'te başka bir büyük ölçekli yapı keşfedildi, Sloan Çin Seddi . Ağustos 2007'de, Eridanus takımyıldızında olası bir süper boşluk tespit edildi . Mikrodalga gökyüzünde şu anda tercih edilen kozmolojik modele göre son derece olanaksız olan soğuk bir bölge olan ' CMB soğuk noktası ' ile çakışıyor . Bu süper boşluk, soğuk noktaya neden olabilir, ancak bunu yapmak için, inanılmaz derecede büyük, muhtemelen bir milyar ışıkyılı genişliğinde, neredeyse yukarıda bahsedilen Dev Boşluk kadar büyük olması gerekir.

Fizikte çözülmemiş problem :

Evrendeki en büyük yapılar beklenenden daha büyüktür. Bunlar gerçek yapılar mı yoksa rastgele yoğunluk dalgalanmaları mı?

Evrendeki ışık kaynaklarının olası büyük ölçekli dağılımını sunan, 50 milyon ışıkyılından daha geniş bir uzay alanının bilgisayarla simüle edilmiş görüntüsü—galaksilerin ve kuasarların kesin göreceli katkıları belirsizdir.

Bir başka büyük ölçekli yapı, yaklaşık 200 milyon ışıkyılı çapında bir gökadalar ve devasa gaz kabarcıkları topluluğu olan SSA22 Protocluster'dır .

2011 yılında , yaklaşık 2,5 milyar ışıkyılı çapında büyük bir kuasar grubu U1.11 keşfedildi . 11 Ocak 2013'te, dört milyar ışıkyılı çapında olduğu ölçülen ve o sırada evrende bilinen en büyük yapı olan Huge-LQG adlı başka bir büyük kuasar grubu keşfedildi. Kasım 2013'te gökbilimciler , eskisinden iki kat daha büyük bir yapı olan Herkül-Corona Borealis Çin Seddi'ni keşfettiler . Gama ışını patlamalarının haritalanmasıyla tanımlandı .

2021'de Amerikan Astronomi Topluluğu , Dev Ark'ın tespit edildiğini duyurdu ; Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması tarafından yakalanan gözlemlerden Boötes takımyıldızında Dünya'dan 9,2 milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan, 3,3 milyar ışıkyılı uzunluğunda hilal şeklinde bir gökada dizisi .

Büyüklüğün Sonu

Büyüklük sonu yaklaşık 100 keşfedilen bir gözleme ölçektir  MPC büyük ölçekli yapısında görülen topaklanma (yaklaşık 300 milyon ışık yıl) evrenin bir homojenize ve isotropized uygun olarak Kozmolojik Prensibi . Bu ölçekte, hiçbir sözde rastgele fraktallık belirgin değildir. Daha küçük araştırmalarda görülen üstkümeler ve iplikçikler , evrenin düzgün dağılımının görsel olarak belirgin olduğu ölçüde rastgeledir . Kadar değildi kırmızıya kayma anketleri 1990'ların bu ölçek doğru görüldüğüne tamamlanmıştır.

gözlemler

"Yakın kızılötesi gökyüzünün tamamının panoramik görüntüsü, Samanyolu'nun ötesindeki gökadaların dağılımını ortaya koyuyor . Görüntü, 2MASS Genişletilmiş Kaynak Kataloğu'ndan (XSC) —1.5 milyondan fazla gökadadan ve Nokta Kaynak Kataloğundan (PSC)—neredeyse türetilmiştir. 0,5 milyar Samanyolu yıldızı Galaksiler , UGC , CfA , Tully NBGC, LCRS, 2dF , 6dFGS ve SDSS araştırmalarından (ve NASA Ekstragalaktik Veritabanı tarafından derlenen çeşitli gözlemlerden) elde edilen ' kırmızıya kayma ' ile renk kodludur veya fotoğraf -K bandından (2.2 μm) metrik olarak çıkarılır.Mavi en yakın kaynaklardır ( z < 0.01); yeşil orta mesafelerdedir (0.01 < z < 0.04) ve kırmızı 2MASS'ın çözdüğü en uzak kaynaklardır (0.04 < z < 0.1) Harita, Galaktik sistemde eşit bir alan Aitoff ile yansıtılıyor (merkezde Samanyolu)."

Büyük ölçekli yapının bir başka göstergesi de ' Lyman-alfa ormanı'dır . Bu, kuasarlardan gelen ışığın tayfında görünen ve galaksiler arası (çoğunlukla hidrojen ) gazdan oluşan devasa ince tabakaların varlığını gösterdiği şeklinde yorumlanan bir absorpsiyon çizgileri topluluğudur . Bu tabakalar, filamentlerin kesiştiği veya aşırı yoğun olduğu yerlerde büyüdükçe galaksileri besleyebilen filamentlere çöküyor gibi görünüyor. Bu kozmik gaz ağının ilk doğrudan kanıtı, Japonya'daki RIKEN Öncü Araştırma Kümesi ve İngiltere'deki Durham Üniversitesi'nden gökbilimciler tarafından, bir küme tarafından çevrelenen ve aydınlatılan bu ağın en parlak kısmından gelen ışığın 2019 yılında tespit edilmesiydi. Lyman-alfa emisyonları yoluyla kümeler arası ortam hidrojen floresansı için kozmik fenerler olarak hareket eden galaksiler oluşturma.

2021'de, Centre de Recherche Astrophysicique de Lyon'dan Roland Bacon başkanlığındaki uluslararası bir ekip, 2.5−4 cMpc ölçeklerinde birkaç kozmik ağ filamentini izleyen kırmızıya kayma 3,1'den 4,5'e yaygın genişletilmiş Lyman-alfa emisyonunun ilk gözlemini bildirdi. ağ düğümlerine özgü büyük yapıların dışındaki filamentli ortamlarda.

Yapıları kozmik ölçekte tanımlarken biraz dikkatli olmak gerekir, çünkü şeyler genellikle göründüklerinden farklıdır. Kütleçekimsel merceklenme ( çekimle ışığın bükülmesi), bir görüntünün gerçek kaynağından farklı bir yönde ortaya çıkmış gibi görünmesine neden olabilir. Bunun nedeni, ön plandaki nesnelerin (galaksiler gibi) uzay-zamanı ( genel görelilik tarafından tahmin edildiği gibi) çevreleyen eğrilmesi ve geçen ışık ışınlarını saptırmasıdır. Oldukça yararlı bir şekilde, güçlü kütleçekimsel merceklenme bazen uzak galaksileri büyüterek onları tespit etmeyi kolaylaştırabilir. Genel olarak araya giren evren tarafından zayıf merceklenme (yerçekimi kayması) da gözlemlenen büyük ölçekli yapıyı ustaca değiştirir.

Galaksilere olan mesafeleri ölçmek için yalnızca kırmızıya kayma kullanılırsa, evrenin büyük ölçekli yapısı da farklı görünür . Örneğin, bir gökada kümesinin arkasındaki gökadalar ona çekilir ve bu nedenle ona doğru düşerler ve bu nedenle hafifçe maviye kayarlar (küme olmasaydı nasıl olacaklarına kıyasla) Yakın tarafta, işler hafifçe kırmızıya kayar. Bu nedenle, mesafeyi ölçmek için kırmızıya kaymalar kullanılıyorsa, kümenin ortamı biraz ezilmiş görünüyor. Halihazırda bir küme içindeki gökadalar üzerinde zıt bir etki çalışır: gökadaların küme merkezi etrafında bazı rastgele hareketleri vardır ve bu rastgele hareketler kırmızıya kaymalara dönüştürüldüğünde, küme uzamış görünür. Bu, bir " Tanrı'nın parmağı " yaratır - Dünya'ya işaret edilmiş uzun bir galaksiler zincirinin yanılsaması.

Dünya'nın kozmik mahallesinin kozmografisi

Suyılanı-Erboğa Üstkümesi'nin merkezinde , Büyük Çekici adı verilen yerçekimi anomalisi, yüz milyonlarca ışıkyılı genişliğindeki bir bölgedeki galaksilerin hareketini etkiler. Bu galaksilerin hepsi Hubble yasasına göre kırmızıya kaymıştır . Bu, bizden ve birbirlerinden uzaklaştıklarını gösterir, ancak kırmızıya kaymalarındaki varyasyonlar, on binlerce galaksiye eşdeğer bir kütle konsantrasyonunun varlığını ortaya çıkarmak için yeterlidir.

1986'da keşfedilen Büyük Çekici, Hydra ve Erboğa takımyıldızları yönünde 150 milyon ila 250 milyon ışıkyılı (250 milyon en son tahmindir) arasında bir mesafede yer almaktadır . Çevresinde, çoğu komşularıyla çarpışan ya da büyük miktarlarda radyo dalgaları yayan büyük eski galaksilerin bir ağırlığı vardır.

1987 yılında, astronom R. Brent Tully ait Üniversitesi Hawaii Astronomi 'nin Enstitüsü tespit dediği Balıklar-Balina Süperküme Kompleksi bir milyar bir yapı, ışık yılı iddia etti, uzun ve 150 milyon ışık yılı olan karşısında Yerel Üstküme gömülüydü.

Sıradan maddenin kütlesi

Gözlemlenebilir evrenin kütlesi genellikle 10 50 ton veya 10 53 kg olarak belirtilir. Bu bağlamda kütle, sıradan maddeyi ifade eder ve yıldızlararası ortamı (ISM) ve galaksiler arası ortamı (IGM) içerir. Ancak, karanlık maddeyi ve karanlık enerjiyi hariç tutar . Evrendeki sıradan maddenin kütlesi için verilen bu değer, kritik yoğunluğa göre tahmin edilebilir. Hesaplar sadece gözlemlenebilir evren içindir, çünkü bütünün hacmi bilinmez ve sonsuz olabilir.

Kritik yoğunluğa dayalı tahminler

Kritik yoğunluk, evrenin düz olduğu enerji yoğunluğudur. Karanlık enerji yoksa, aynı zamanda evrenin genişlemesinin devam eden genişleme ve çöküş arasında dengelendiği yoğunluktur . Gönderen Friedmann denklemler , değeri kritik yoğunluk vardır:

burada G, bir yerçekimi sabiti ve H = H 0 bugünkü değeridir Hubble sabitinin . Avrupa Uzay Ajansı'nın Planck Teleskopu nedeniyle H 0 değeri , megaparsec başına H 0 = 67.15 kilometre/saniye'dir. Bu kritik bir yoğunluk verir0.85 x 10 -26  kg / 3 (yaygın metreküp başına 5 hidrojen atomu ile ilgili olarak verilmiştir). Bu yoğunluk dört önemli enerji/kütle türünü içerir: sıradan madde (%4,8), nötrinolar (%0,1), soğuk karanlık madde (%26,8) ve karanlık enerji (%68,3). Nötrinolar Standart Model parçacıklar olmasına rağmen , ultra göreli oldukları ve dolayısıyla maddeden çok radyasyon gibi davrandıkları için ayrı olarak listelenirler . Planck tarafından ölçülen sıradan maddenin yoğunluğu, toplam kritik yoğunluğun veya4.08 x 10 -28  kg / 3 . Bu yoğunluğu kütleye dönüştürmek için, "gözlemlenebilir evrenin" yarıçapına dayanan bir değer olan hacimle çarpmamız gerekir. Evren 13,8 milyar yıldır genişlediğinden, yaklaşma mesafesi (yarıçap) şimdi yaklaşık 46.6 milyar ışıkyılıdır. Böylece hacim (4/3πr 3 ) eşittir3.58 x 10 80  m 3 ve sıradan maddenin kütle yoğunluğu (eşittir4.08 × 10 −28  kg/m 3 ) kat hacim (3.58 × 10 80  m 3 ) veya1.46 × 10 53  kg .

Madde içeriği—atom sayısı

Sıradan maddenin kütlesinin yaklaşık olduğunu varsayarsak Yukarıda tartışıldığı gibi 1.45 × 10 53  kg ve tüm atomların hidrojen atomları olduğu varsayılırsa (ki bunlar kütle olarak galaksimizdeki tüm atomların yaklaşık % 74'üdür , bkz . Kimyasal elementlerin bolluğu ), gözlemlenebilir evrendeki tahmini toplam atom sayısı sıradan maddenin kütlesinin bir hidrojen atomunun kütlesine bölünmesiyle elde edilir (1,45 × 10 53  kg bölü1.67 × 10 −27  kg ). Sonuç, Eddington sayısı olarak da bilinen yaklaşık 10 80 hidrojen atomudur .

En uzak nesneler

Tanımlanan en uzak astronomik nesne (2016'da olduğu gibi), GN-z11 olarak sınıflandırılan bir gökadadır . 2009 yılında, bir gama ışını patlaması olan GRB 090423'ün 8.2'lik bir kırmızıya kaymaya sahip olduğu bulundu; bu, ona neden olan çöken yıldızın, evren henüz 630 milyon yaşındayken patlamasına neden olduğunu gösteriyor. Patlama yaklaşık 13 milyar yıl önce gerçekleşti, bu nedenle medyada yaklaşık 13 milyar ışıkyılı uzaklıktan (veya bazen daha kesin bir rakam olan 13.035 milyar ışıkyılı) söz edildi, ancak bu "hafif seyahat mesafesi" olurdu. (bkz. Mesafe ölçümleri (kozmoloji) ) hem Hubble yasasında hem de gözlemlenebilir evrenin boyutunu tanımlamada kullanılan " uygun mesafe " yerine (kozmolog Ned Wright , bu sayfadaki astronomik basın bültenlerinde ışık seyahat mesafesinin yaygın kullanımına karşı çıkıyor , ve sayfanın alt kısmında, düz bir evrende uzaktaki bir nesneye olan mevcut uygun mesafeyi kırmızıya kayma z veya ışık seyahat süresine dayalı olarak hesaplamak için kullanılabilecek çevrimiçi hesaplayıcılar sunar ). 8.2'lik bir kırmızıya kayma için uygun mesafe yaklaşık 9.2 Gpc veya yaklaşık 30 milyar ışıkyılı olacaktır. En uzak nesne için başka bir rekor sahibi, Abell 2218'in içinden ve ötesinde bulunan , ayrıca Dünya'dan yaklaşık 13 milyar ışıkyılı ışık seyahat mesafesi olan ve Hubble teleskobunun 6.6 ile 7.1 arasında bir kırmızıya kayma gösterdiğini gösteren bir galaksidir ve Keck teleskoplarından yapılan gözlemler , bu aralığın üst ucuna doğru bir kırmızıya kaymayı gösteriyor, yaklaşık 7. Gökadanın şu anda Dünya'da gözlemlenebilen ışığı, Büyük Patlama'dan yaklaşık 750 milyon yıl sonra kaynağından yayılmaya başlayacaktı .

Ufuklar

Evrenimizdeki gözlemlenebilirliğin sınırı, çeşitli fiziksel kısıtlamalara dayalı olarak, evrendeki çeşitli olaylar hakkında bilgi edinme derecemizi sınırlayan bir dizi kozmolojik ufuk tarafından belirlenir. En ünlü ufuk, evrenin sonlu yaşı nedeniyle görülebilen kesin mesafeye bir sınır koyan parçacık ufkudur . Ek ufuklar, gözlemlerin gelecekteki olası kapsamı ( uzayın genişlemesi nedeniyle parçacık ufkundan daha büyük ), son saçılımın yüzeyinde bir "optik ufuk" ve nötrinolar ve yerçekimi için son saçılma yüzeyi ile ilişkili ufuklar ile ilişkilidir. dalgalar .

Gözlenebilir evrendeki yerimizin bir diyagramı. ( Alternatif resim . )
Gözlemlenebilir evrenin logaritmik haritası. Soldan sağa, uzay araçları ve gök cisimleri, Dünya'ya olan yakınlıklarına göre düzenlenmiştir.

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar