Интересное

Вселенная

Вселе́нная — фундаментальное понятие в астрономии и философии, строго не определяемо. Делится на две принципиально иные сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи.

Вселенная
Вселе́нная — древнерусское слово. Образованно путём слияния слов или иначе словосложением: «ВСЕ» и «СЕЛЕНИЯ». 

Слово «Вселенная» исконно русское слово и не имеет никакого отношения к греч. Ойкумена. Но, в угоду всемирной Фальсификации Истории Человечества (ФИЧ) во многих официальных источниках пропагандируется именно др.-греч. этимология этого слова.

Фото активные, приключенческие, оздоровительные туры 
В русском языке др.-греч. οἰκουμένη, традиционно передавалось как «Вселенная», «обитаемая Вселенная», хотя в древнегреческом языке это слово означает «мир» или населенную часть Земли. Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с Пифагорейцев было «το παν» (Все), включавший в себя как всю материю (το ολον), так и весь космос (το κενον), - каким образом др.-греч. слова, имеющие совершенно разную смысловую нагрузку и разительное различие фонетического ряда , являются этимологической формой слова "Вселенная"?  Но к сожалению древнегреческую концепцию словообразования поддерживают все современные энциклопедии и этимологические словари, тем самым скрывая и искореняя великое наследие Русской культуры и Русского языка.

Теоретические модели
Современные космологические модели очень сложны, а иногда используют пока неподтвержденные гипотезы. К примеру, ко Вселенной применяются уравнения ОТО, хотя ОТО — это теория, хорошо подтверждённая только в масштабах Солнечной системы, и её использование в масштабе галактик и Вселенной в целом может быть подвергнуто сомнению. Космологические модели были бы много проще, если бы протон не был стабильной частицей и распадался бы, чего современные эксперименты в физических лабораториях не подтверждают; и этот список можно продолжить. Но на данный момент с таким положением дел приходится мириться, так как лучшего объяснения наблюдательных данных пока не существует.

Космология — скорее описательная наука, чем предсказательная, и многие её наблюдения, если запастись большой долей фантазии и изобретательности, можно трактовать по разному. Волей-неволей, но приходится обращаться к неким предположениям, принципам, в том числе и философским. Сейчас практически все согласны, что любая модель Вселенной должна удовлетворять так называемому «космологическому принципу». Согласно ему в больших пространственных масштабах во Вселенной нет выделенных областей и направлений. Следствием такого постулата является однородность и изотропность материи во Вселенной на больших масштабах (> 100 Мпк).

Пространственная однородность и изотропность не запрещает неоднородности во времени, то есть существования выделенных последовательностей событий, доступных всем наблюдателям. Сторонники теорий стационарной Вселенной иногда формулируют «совершенный космологический принцип», согласно которому свойствами однородности и изотропности должно обладать четырёхмерное пространство-время. Однако наблюдаемые во Вселенной эволюционные процессы, по всей видимости не согласуются с таким космологическим принципом.

Модель расширяющейся Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает сам факт расширения. В общем случае не рассматривается, когда и почему Вселенная начала расширяться. В основе большинства моделей лежит ОТО и её геометрический взгляд на природу гравитации. Изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутствующей. Начало же отсчёта обычно прикрепляют к наблюдателю.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная конечна, поскольку конечна скорость света и существовал Большой Взрыв.

Теории Большого взрыва
Несмотря на значительные успехи, теория горячей Вселенной сталкивается с рядом трудностей. Если бы Большой взрыв вызвал расширение Вселенной, то в общем случае могло бы возникнуть сильное неоднородное распределение вещества, чего не наблюдается. Теория Большого Взрыва также не объясняет расширение Вселенной, она принимает его как факт.

Теория также предполагает, что соотношение числа частиц и античастиц на первоначальной стадии было таким, что дало в результате современное преобладание материи над антиматерией. Можно предположить, что вначале Вселенная была симметрична — материи и антиматерии было одинаковое количество, но тогда чтобы объяснить барионную асимметрию необходим некоторый механизм бариогенеза, который должен приводить к возможности распада протона, чего также не наблюдается.

Различные теории Великого объединения предполагают рождение в ранней Вселенной большого числа магнитных монополей, до сего момента также не обнаруженных.

Инфляционная модель
Задача теории инфляции — дать ответы на вопросы, которые оставили после себя теория расширения и теория Большого взрыва: «Почему Вселенная расширяется? И что представляет из себя Большой Взрыв?..» Для этого расширение экстраполируется на нулевой момент времени и вся масса Вселенной оказывается в одной точке, образуя космологическую сингулярность, часто её и называют Большим Взрывом. По всей видимости, общая теория относительности на тот момент уже неприменима, что приводит к многочисленным, но пока, увы, только чисто умозрительным попыткам разработать более общую теорию (или даже «новую физику»), решающую эту проблему космологической сингулярности

Основная идея инфляционной стадии — если вести скалярное поле, называемое инфлантоном, воздействие которого велико на начальных стадиях (начиная, примерно с 10−42с), но быстро убывает со временем, то можно объяснить плоскую геометрию пространства, хаббловское расширение же становится движением по инерции благодаря большой кинетической энергии, накопленной в ходе инфляции, а происхождение из малой изначально причинно-связанной области объясняет однородность и изотропность Вселенной.

Однако способов задать инфлатон — великое множество, что в свою очередь порождает целое множество моделей. Но большинство основывается на предположении о медленном скатывании: потенциал инфлантона медленно уменьшается до значения, равного нулю. Конкретный же вид потенциала и способ задания начальных значений зависит от выбранной теории.

Теории инфляции также делятся на бесконечные и конечные во времени. В теории с бесконечной инфляцией существуют области пространства — домены — которые начали расширяться, но из-за квантовых флуктуаций вернулись в первоначальное состояние, в котором возникают условия для повторной инфляции. К таким теориям относится любая теория с бесконечным потенциалом и хаотическая теория инфляции Линде.

К теориям с конечным временем инфляции относится гибридная модель. В ней существует два вида поля: первое ответственно за большие энергии (а значит за скорость расширения), а второе за малые, определяющие момент завершения инфляции. В таком случае квантовые флуктуации могут повлиять только на первое поле, но не на второе, а значит и сам процесс инфляции конечен.

К нерешенным проблемам инфляции можно отнести скачки температуры в очень большом диапазоне, в какой-то момент она падает почти до абсолютного нуля. В конце инфляции происходит повторный нагрев вещества до высоких температур. На роль возможного объяснения столь странного поведения предлагается «параметрический резонанс».

Мультивселенная
«Мультивселенная», «Большая Вселенная», «Мультиверс», «Гипервселенная», «Сверхвселенная», «Мультиленная» — различные переводы английского термина multiverse. Появился он в ходе развития теории инфляции.

Области Вселенной, разделённые расстояниями больше размера горизонта частиц, эволюционируют независимо друг от друга. Любой наблюдатель видит только те процессы, которые происходят в домене, равном по объёму сфере с радиусом, составляющим расстояние до горизонта частиц. В эпоху инфляции две области расширения, разделённые расстоянием порядка горизонта, не пересекаются.

Такие домены можно рассматривать как отдельные вселенные, подобные нашей: они точно так же однородны и изотропны на больших масштабах. Конгломерат таких образований и есть Мультивселенная.

Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых может иметь отличные от других Вселенных физические константы. В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению. По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Альтернативы теории инфляции
Образование Вселенной с точки зрения теории бран.
Модель космической инфляции вполне успешна, но не необходима для рассмотрения космологии. У неё имеются противники, в числе которых можно назвать Роджера Пенроуза. Их аргументы сводятся к тому, что решения, предлагаемые инфляционной моделью, оставляют за собой упущенные детали. Например, никаких фундаментальных обоснований того, что возмущения плотности на доинфляционной стадии должны быть именно такими малыми, чтобы после инфляции возникала наблюдаемая степень однородности, эта теория не предлагает. Аналогичная ситуация и с пространственной кривизной: она очень сильно уменьшается при инфляции, но ничто не мешало ей до инфляции иметь настолько большое значение, чтобы всё-таки проявляться на современном этапе развития Вселенной. Иными словами, проблема начальных значений не решается, а лишь искусно драпируется.

В качестве альтернативы предлагаются такие экзотические теории, как теория струн и теория бран, а также циклическая теория. Основная идея этих теорий заключается в том, что все необходимые начальные значения формируются до Большого взрыва.

Теория струн требует дополнить обычное четырёхмерное пространство-время ещё несколькими измерениями, которые играли бы роль на раннем этапе Вселенной, но сейчас находятся в компактифицированном состоянии. На неизбежный вопрос, почему же эти измерения компактифицированы, предлагается следующий ответ: суперструны обладают T-дуальностью, в связи с чем струна «наматывается» на дополнительные измерения, ограничивая их размер.

В рамках теории бран (М-теории) всё начинается с холодного, статичного пятимерного пространства-времени. Четыре пространственных измерения ограничены трёхмерными стенами или три-бранами; одна из этих стен и является пространством, в котором мы живём, в то время как вторая брана скрыта от восприятия. Существует ещё одна три-брана, «потерянная» где-то между двумя граничными бранами в четырёхмерном пространстве. Согласно теории, при столкновении этой браны с нашей высвобождается большое количество энергии и тем самым образуются условия для возникновения Большого взрыва.

Циклические теории постулируют, что Большой взрыв не является уникальным в своём роде, а подразумевает переход Вселенной из одного состояния в другое. Впервые циклические теории были предложены в 1930-е годы. Камнем преткновения таких теорий стал второй закон термодинамики, согласно которому энтропия может только возрастать. А значит, предыдущие циклы были бы намного короче и вещество в них было бы намного горячее, чем в момент последнего Большого взрыва, что маловероятно. На данный момент существует две теории циклического типа, сумевшие решить проблему всевозрастающей энтропии: теория Стейнхардта-Тюрока и теория Баум-Фрэмптона.
Теория эволюции крупномасштабных структур

Современная теория формирования крупномасштабной структуры, как впрочем и отдельных галактик, носит названия «иерархическая теория». Суть теории сводится к следующему: вначале галактики были небольшие по размеру (примерно как Магелланово облако), но со временем они сливаются, образуя все большие галактики.

В последние время верность теории поставлена под вопрос и не в малой степени этому способствовал downsizing. Однако в теоретических исследованиях эта теория является доминирующей. Наиболее яркий пример подобного изыскания — Millennium simulation (Millennium run).[21]

Современные модели
Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска трёхмерной топологии пространственного сечения Вселенной, то есть такой фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной. Общая теория относительности как локальная теория не может дать полного ответа на этот вопрос, хотя некоторые ограничения вводит и она.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная глобально пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели расширения, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно конечна. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то в некоторых её моделях, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия (в некоторых случаях это невозможно из-за эволюции пространства-времени).

В-третьих, существуют предположения, что Вселенная изначально родилась вращающейся. Классическим представлением о зарождении является идея об изотропности Большого взрыва, то есть о распространении энергии одинаково во все стороны. Однако появилась и получила некоторое подтверждение конкурирующая гипотеза: группа исследователей из Мичиганского университета под руководством профессора физики Майкла Лонго (Michael Longo) установила, что спиральные рукава галактик, закрученные против часовой стрелки, встречаются на 7 % чаще, чем галактики с «противоположной ориентацией», что может свидетельствовать о наличии изначального момента вращения Вселенной. Данная гипотеза должна быть также проверена наблюдениями в Южном полушарии.

Теория Большого взрыва (теория горячей Вселенной)
Эта теория отвечает на вопросы: «Существовала ли Вселенная вечно или она появилась из чего-то? А если была рождена, то как она развивалась в первые секунды своей жизни?» Исторически, существовала и альтернативная теория, так называемая теория холодной Вселенной, но на данный момент веских причин для сомнения в теории Большого Взрыва нет.

В этой теории событие, положившее начало Вселенной, называется Большой взрыв, оставляя за скобками все вопросы о природе этого взрыва. Важно, что в момент взрыва вся энергия нынешней Вселенной содержалась в маленьком объеме, а значит температура была очень высокой. Именно благодаря высокой температуре и плотности появились первые элементарные частицы, которые при дальнейшем увеличении размера Вселенной и ее остывании начали складываться сначала в частицы посложнее, а потом дело дошло и до обычных протонов, нейтронов, позитронов и т. д. По ходу оставляя вопрос: «Почему античастиц оказалась меньше чем частиц?» — и вводя руками условие доминирования частиц над античастицами (по последним данным на миллион античастиц должно было приходиться миллион и одна частица), можно построить теорию о первичном нуклеосинтезе, которая, вцелом, неплохо ложится на наблюдаемые данные.

Так же довольно хорошо объясняется и реликтовый фон — это оставшееся наследство от момента, когда еще все вещество было ионизованным и не могло сопротивляться давлению света. Иными словами, реликтовый фон это остаток «фотосферы Вселенной».

Модель расширяющейся Вселенной
Модель расширяющейся Вселенной описывает и пытается объяснить сам факт расширения. В общем случае игнорируется, когда и почему Вселеннная начала расширяться. То есть, теория Большого Взрыва — лишь частный случай Модели расширяющейся Вселенной. В основе любых моделей расширяющейся вселенной лежит ОТО и ее геометрический взгляд на природу гравитации. Выбор ОТО диктует нам выбор системы координат, относительно которой мы рассматриваем расширение Вселенной. А в ОТО изотропно расширяющуюся среду удобно рассматривать в системе координат, расширяющихся вместе с материей. Таким образом, расширение Вселенной формально сводится к изменению масштабного фактора всей координатной сетки, в узлах которой намертво «посажены» галактики. Такую систему координат называют сопутсвующей. Начало же отсчета обычно прикрепляют к наблюдателю.

Однако, в современном представлении рассматривать одну теорию от другой уже не имеет смысла. А такой подход вынуждает добавить инфляционную фазу.

Единой точки зрения, является ли Вселенная действительно бесконечной или конечной в пространстве и объёме, не существует. Тем не менее, наблюдаемая Вселенная, включающая все местоположения, которые могут воздействовать на нас с момента Большого взрыва, конечна, поскольку конечна скорость света. Границей космического светового горизонта является расстояние 24 Гигапарсека. Действительное расстояние до границы наблюдаемой Вселенной больше благодаря всё увеличивающейся скорости расширения Вселенной и оценивается в 93 миллиарда световых лет.

Космологическое красное смещение
Эпохальное открытие XX века, положившее начало современной космологии. В 1929 г. Эдвин Хаббл по наблюдениям местной группы галактик установил два факта:

Все далекие галактики от нас удаляются.
Чем больше расстояние, тем быстрее это происходит. И закон разбегания V=H0r. Где H0 постоянная, ныне называемой постоянной Хаббла.
Общепринятая трактовка этого явления: мы наблюдаем расширение Вселенной. Это утверждение оспаривается теорией старения фотонов и так называемой БТР-теорией. Однако, сторонников обоих подходов исчезающее малое количество. Если проэкстраполировать это расширение во времении, придем к гравитационной сингулярности, абстрактному математическому понятию, которое может соответствовать или не соответствовать реальности. Но ведь можно и проэкстраполировать до того момента, пока мы уверены в работоспособности современнных законов физики, что и было сделано Гамовым в 1946 г., положившим начало теории о Большом Взрыве.

Далекие объекты
Далекие объекты важны для изучения Вселенной по двум причинам:

Большая дальность означает большая удаленнность по времени, то есть далекие объекты несут информацию о ранних этапах жизни Вселенной.
Они своего рода прожектор, в лучах которого мы можем наблюдать то, что без него в силу наших технологических ограничений наблюдать бы не могли. Наблюдения ведутся с помощью спектроскопии и фотометрии в инфракрасном диапозоне, куда из-за красного смещения переезжает крайне важный для астрофизики оптический диапозон и линия Lα.

Квазары
Эффект Гана-Петерсона

Суть эффекта такова. Облако нейтрального водорода эффективно поглощают свет на длинах волн от Lα(1216 Å) до лаймановский предела, образую в спектре источника т. н. «Lα-лес». Излучение, изначально более коротковолновое, чем на пути к нам из-за расширения Вселенной поглощается там, где его длина волны сравняется. Сечение взаимодействия очень большое и расчет показывает, что малой доли нейтрального водорода достаточно для создания большой дисперсии в непрерывном спектре. Учитывая масштаб межгалактической среды легко прийти к выводу, что провал в спектре будет на довольно широком интервале. Длинноволновая граница этого интервала обусловлена Lα, а коротковолновая зависит от ближайшего красного смещения, ближе которого среда ионизована.  Эффект Гана-Петерсона наблюдается в спектрах квазаров с красным смещением z>6. Отсюда делается вывод что эпоха ионизации межгалактического газа началась с z≈6.

Гамма-всплеск
Гамма-всплески — внезапные кратковременные повышения интенсивности космического гамма-излучения с энергией в десятки и сотни кэВ.[26] Из оценок расстояний до гамма-всплесков можно сделать вывод, что излучаемая ими энергия в гамма-дипазоне равна 1040 эрг. Для сравнения, светимость всей галактики в этом же диапазоне составляет «всего» 1038 эрг/c.

После обнаружения оптического послесвечения и получения спектра, стало ясно, что гамма-всплески — далекие объекты. На данный момент самым далеким гамма-всплеском является GRB 090423, с красным смещением z=8.2. Для спектроскопических наблюдений таких далеких всплесков требуются самые большие телескопы. На данный момент общепризнанного мнения о природе этого явления не существует. Однако подавляющее большинство ученых соглашается, с утверждением, что прародителем гамма всплеска являются объекты звездной массы.[27]

Флуктуации реликтового фона
Согласно данным НАСА, полученным с помощью WMAP, возраст Вселенной от момента Большого взрыва был оценён в 13,7 миллиарда лет с погрешностью в один процент. Данная оценка основывается на предположении, что лежащая в её основе модель для анализа данных корректна. Другие методы оценки возраста Вселенной дают другие результаты.

Теория эволюции крупномасштабных структур
Судьба Вселенной
В зависимости от средней плотности материи и энергии во Вселенной, она или будет продолжать вечное расширение, или будет гравитационно замедляться и, в конце концов, схлопнется обратно в себя в Большом сжатии. Данные, имеющиеся в настоящее время, позволяют утверждать, что не только материи и энергии недостаточно, чтобы вызвать сжатие, но и что расширение Вселенной происходит с ускорением. Другие идеи о судьбе Вселенной включают теории Большого разрыва, Большого замерзания и тепловой смерти Вселенной.

Современные модели
Вопрос о форме Вселенной является важным открытым вопросом космологии. Говоря математическим языком, перед нами стоит проблема поиска такой трёхмерной фигуры, которая наилучшим образом представляет пространственный аспект Вселенной.

Во-первых, неизвестно, является ли Вселенная пространственно плоской, то есть применимы ли законы Евклидовой геометрии на самых больших масштабах. В настоящее время большинство космологов полагают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к пространственно плоской, с локальными складками, где массивные объекты искажают пространство-время. Это мнение было подтверждено последними данными WMAP, рассматривающими «акустические осцилляции» в температурных отклонениях реликтового излучения.

Во-вторых, неизвестно, является ли Вселенная односвязной или многосвязной. Согласно стандартной модели Большого взрыва, Вселенная не имеет пространственных границ, но может быть пространственно ограничена. Это может быть понято на примере двумерной аналогии: поверхность сферы не имеет границ, но имеет ограниченную площадь, причём кривизна сферы постоянна в третьем измерении. Если Вселенная действительно пространственно ограничена, то, двигаясь по прямой линии в любом направлении, можно попасть в отправную точку путешествия.

Космические струны
Космические струны — гипотетические образования, существование которых выведено, чтобы объяснить строение Вселенной. По мнению космофизиков, космические струны — тонкие трубки из симметричного высокоэнергетического вакуума, пересекающие наш мир как паутина из конца в конец. Первая работа о них была написана в 1976 году Т. Кибблом из Имперского колледжа науки и техники в Лондоне. Толщина космических струн ничтожна (примерно 10 в минус тридцатой степени сантиметра), а вес одного такого сантиметра огромен (около 10 в шестнадцатой степени тонн). Если такая струна пересечет человека в поясе, его голова и ноги (по закону Всемирного тяготения) схлопнутся со скоростью 6 километров в секунду. Примерно то же произойдет и с нашей планетой — струна из вакуума мгновенно рассечет ее на части как проволочная яйцерезка. К счастью, ближайшие струны (если они вообще существуют) находятся, как утверждают специалисты, на расстоянии 300 миллионов световых лет от Земли.

Исторические модели
Космология и космогония существуют уже давно. Цивилизации Двуречья и Древний Египет имели своё представление о вселенной. Первые же более или менее научные предположения о структуре Вселенной можно отнести к периоду Древней Греции. Наиболее распространенной была концепция Пифагора-Аристотеля-Птолемея, согласно которой в центре не имеющей начала во времени Вселенной (космоса) находится Земля, по орбитам вокруг которой вращаются планеты, включая Солнце, а на самом краю того, что для них было Вселенной, они помещали звёзды, вращавшиесся точно так же вокруг Земли, как и планеты и Солнце. Учение Демокрита о бесконечности Вселенной и множественности обитаемых миров имело меньшую популярность. За столетия улучшенные наблюдения и теории о силе тяжести, позволили Копернику и Ньютону создать гелиоцентрическую модель Вселенной, что помещала Землю на орбиту вокруг Солнца. Дальнейшее развитие астрономии привело к открытию Млечного пути, других галактик и реликтового излучения. Точные исследования распределения галактик в пространстве и исследование их спектров формируют современную космологию.

Мультивселенная
Согласно некоторым предположениям, наша Вселенная это лишь часть от огромного множества других Вселенных, совокупность которых называется Мультивселенной (Метавселенной). Хаотическая теория инфляции предполагает бесконечное разнообразие Вселенных, каждая из которых имеет различные от других физические константы.[29] В другой теории Вселенные различаются по квантовому измерению.[30] По определению эти предположения нельзя экспериментально проверить.

Другие термины
В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, микрокосмос используется для обозначения систем малого масштаба в составе гораздо большей системы, частью которой является исходная система.

Астрономическая Вселенная, или Метагалактика — это часть Вселенной, доступная наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным  составляет 13,72 ± 0,12 миллиардов лет. Однако, среди некоторых учёных существует точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях. Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно протяжённость Вселенной составляет не менее 93 миллиардов световых лет, при наблюдаемой части всего в 13,3 млрд св.л.

Самыми крупным известными образованиями во Вселенной являются Великая стена Слоуна и Великая стена CfA2. А самым далёким обнаруженным астрономическим объектом является гамма-всплеск GRB 090423, произошедший около 13 миллиардов лет назад.

Назад в раздел

Туры на Новый год и Рождество

Активные, приключенческие, развлекательные, экскурсионные туры по России. Города Золотого кольца России, Тамбов, Санкт-Петербург, Карелия, Кольский полуостров, Калининград, Брянск, Великий Новгород, Великий Устюг, Казань, Владимир, Вологда, Орел, Кавказ, Урал, Алтай, Байкал, Сахалин, Камчатка и в другие города России.

Туры на Новый год по России

Маршруты: горы - море

Адыгея, Крым. Вас ждут горы, водопады, разнотравье альпийских лугов, целебный горный воздух, абсолютная тишина, снежники в середине лета, журчанье горных  ручьев и рек, потрясающие ландшафты, песни у костров, дух романтики и приключений, ветер свободы! А в конце маршрута ласковые волны Черного моря.

Маршруты: горы - море

Легендарная Тридцатка, маршрут

Через горы к морю с легким рюкзаком. Маршрут 30 проходит через знаменитый Фишт – это один из самых грандиозных и значимых памятников природы России, самые близкие к Москве высокие горы. Туристы налегке проходят все ландшафтные и климатические зоны страны от предгорий до субтропиков, ночёвки в приютах.

Легендарная Тридцатка, маршрут
Задайте вопрос...
Напишите Ваш вопрос. Наши специалисты обязательно Вам ответят!