Kosmologi modern. Ciri-ciri kosmologi modern

Kosmologi adalah ilmu yang menanyakan pertanyaan mendasar. Apa itu Alam Semesta? Berapa umurnya? Bagaimana terbentuknya? Apa yang akan terjadi padanya di masa depan? Bahkan lima ratus tahun yang lalu, dalam kosmologi secara umum diterima bahwa pusat alam semesta adalah Bumi. Sekarang jelas bahwa Bumi hanyalah sebuah partikel dari alam semesta besar yang terbentuk akibat Big Bang. Namun Bumi adalah planet tempat banyak makhluk hidup berevolusi, dan penjelasan fakta ini sangat penting untuk model kosmos apa pun.

Kosmologi telah menjadi perhatian di seluruh dunia sejak zaman kuno; langit diamati dengan mata telanjang. Pada masa itu mereka mencoba memahami bagaimana bintang, Matahari, dan planet bergerak. Studi tersebut memadukan pemikiran logis, gagasan tradisional, dan agama. Lebih dari 400 tahun yang lalu, model heliosentris dunia Nicolaus Copernicus tersebar luas (kemudian disempurnakan oleh Johannes Kepler dan Isaac Newton). Pada awal abad ke-17, Galileo Galilei, dengan menggunakan teleskop optik pertama, menemukan banyak bintang dan planet. Kualitas pengamatan meningkat seiring bertambahnya ukuran teleskop, dan pada pertengahan abad ke-19, spektroskopi merevolusi studi tentang langit berbintang.
Spektroskopi telah memungkinkan para astronom menganalisis komposisi bintang, planet, dan awan tipis gas dan debu di ruang antarbintang. Hasil observasi berkembang menjadi teori fisika baru. Pada awal abad ke-20, sains mengalami lompatan besar berkat teori relativitas umum Einstein. Dia menjelaskan cara kerja Alam Semesta secara umum dan pada saat yang sama memungkinkan penggunaan teori tersebut untuk mendeskripsikan detail individual dari berbagai model. Untuk memilih model yang tepat, banyak observasi yang harus dilakukan. Selama abad ke-20, jangkauan pengamatan meluas dari cahaya tampak hingga gelombang radio, inframerah, ultraviolet, sinar-X, sinar gamma, dan bahkan neutrino. Pada tahun 1970, model Belennaya, berdasarkan teori Big Bang, diterima secara umum. Batu kalender Aztec, berdiameter 3,6 m, menggambarkan kalender dan gagasan kosmologis suku Aztec. Bagian sentralnya adalah era saat ini. Empat era sebelumnya ditampilkan di sekelilingnya, dan 20 hari bulan Aztec digambarkan di tepinya.
Kosmologi Mesir. Koridor piramida Cheops di Giza diyakini mengarah ke beberapa bintang di langit. Hipotesis lain: lokasi tiga piramida besar di Giza berhubungan dengan tiga bintang di “sabuk” konstelasi Orion.
Model ini didasarkan pada tiga fakta ilmiah dasar: perluasan alam semesta, keberadaan radiasi latar kosmik, dan kelimpahan relatif unsur cahaya. Baru-baru ini, dengan menggunakan teleskop besar dengan detektor baru, para ilmuwan telah menentukan distribusi galaksi di alam semesta dan menemukan bintang-bintang yang meledak di kejauhan. Hal ini menunjukkan bahwa setelah Big Bang, perluasan alam semesta semakin cepat. Hasil seluruh pengamatan membuktikan bahwa model alam semesta yang diusulkan “paling masuk akal” adalah model di mana materi biasa didominasi oleh “materi gelap” yang tidak terlihat dan “energi gelap” yang misterius. Namun untuk membuktikannya secara detail, diperlukan teori baru dan observasi yang lebih detail.

Pengamatan langit. Akibat Big Bang saat lahirnya Alam Semesta, radiasi peninggalan terbentuk. Sebuah pesawat ruang angkasa khusus mempelajarinya dan membentuk peta osilasi mikro yang mengganggu bahkan cahaya radiasi latar kosmik. Warna tersebut mencerminkan perubahan suhu dan kepadatan di alam semesta kuno yang menyebabkan terbentuknya gugus galaksi.
Teleskop luar angkasa. Teleskop Luar Angkasa Hubble terletak di luar atmosfer bumi – lokasi ini memungkinkan kita mempelajari Alam Semesta secara detail tanpa mengganggu atmosfer bumi. Prinsipnya melibatkan penggunaan berbagai jenis perangkat. Produksi optik IR dan bahan optik dilakukan dengan menggunakan teknik yang sama. Hanya profesional yang ahli dalam bidang fisika dan kimia yang dapat melakukan pekerjaan berkualitas tinggi. Bahan-bahan yang mereka hasilkan sangat sering digunakan baik di darat maupun di luar angkasa. Teleskop Hubble dikelola oleh para astronot yang tiba dengan pesawat ulang-alik. Teleskop radio. Kompleks teleskop radio terbesar di dunia terletak di negara bagian New Mexico, AS; terdiri dari 27 antena. Mereka mampu menghasilkan gambar dengan resolusi setara dengan satu teleskop radio besar dengan penampang 36 km.

Alam semesta secara keseluruhan adalah subjek ilmu astronomi khusus - kosmologi, yang memiliki sejarah kuno. Asal usulnya kembali ke zaman kuno. Kosmologi telah lama sangat dipengaruhi oleh pandangan dunia keagamaan, dan tidak terlalu menjadi subjek pengetahuan melainkan masalah keyakinan. Bahkan I. Kant, yang membuat lubang serius dalam penafsiran agama terhadap subjek kosmologi, tidak sepenuhnya membebaskan dirinya dari gagasan tentang aktivitas faktor supernatural - Pencipta materi. Pada abad ke-20 situasinya telah berubah secara dramatis: kemajuan signifikan telah dicapai dalam pemahaman ilmiah tentang sifat dan evolusi Alam Semesta secara keseluruhan.

Saat ini, permasalahan kosmologis bukanlah persoalan keimanan, melainkan subyek pengetahuan ilmiah. Masalah-masalah tersebut diselesaikan dengan bantuan konsep-konsep ilmiah, ide-ide, teori-teori, serta instrumen-instrumen dan instrumen-instrumen yang memungkinkan kita memahami apa itu struktur Alam Semesta dan bagaimana ia terbentuk. Tentu saja, pemahaman mengenai masalah-masalah ini masih jauh dari sempurna, dan, tidak diragukan lagi, masa depan akan membawa pada revolusi besar baru dalam pandangan yang diterima saat ini mengenai gambaran alam semesta. Namun, penting untuk dicatat bahwa di sini kita berurusan secara khusus dengan sains, dengan pengetahuan rasional, dan bukan dengan keyakinan dan keyakinan agama.

Kosmologi modern adalah sistem ilmu alam (astronomi, fisika, kimia, dll.) yang kompleks, komprehensif dan berkembang pesat serta pengetahuan filosofis tentang Alam Semesta secara keseluruhan, berdasarkan data pengamatan dan kesimpulan teoretis terkait dengan bagian yang dicakup oleh pengamatan astronomi. Semesta. Landasan teoretis dan metodologis kosmologi terdiri dari teori fisika modern, serta prinsip dan gagasan filosofis. Hubungan mendalam antara kosmologi dan fisika didasarkan pada fakta bahwa para kosmolog di Alam Semesta modern sedang mencari “jejak” dari proses-proses yang terjadi pada saat kelahiran Alam Semesta. Dan “jejak” semacam itu, pertama-tama, adalah sifat dasar dunia fisik - tiga dimensi spasial dan satu dimensi waktu; empat interaksi mendasar; dominasi partikel dibandingkan antipartikel, dll. Data empiris, yang sebagian besar disajikan oleh astronomi ekstragalaktik, menunjukkan bahwa kita hidup di Alam Semesta yang berevolusi, mengembang, dan tidak stasioner.

Apakah masuk akal untuk menganggap Alam Semesta secara keseluruhan sebagai satu objek dinamis yang tidak terpisahkan? Kosmologi modern sebagian besar berasumsi bahwa pertanyaan ini harus dijawab dengan afirmatif. Dengan kata lain, diasumsikan bahwa Alam Semesta secara keseluruhan tunduk pada hukum alam yang sama yang mengatur perilaku masing-masing komponennya. Dalam hal ini, gravitasi memainkan peran yang menentukan dalam proses kosmologis.

Konsep kosmologi relativistik. Karena gravitasilah yang menentukan interaksi massa pada jarak yang jauh, dan oleh karena itu dinamika materi kosmik pada skala Alam Semesta, inti teoretis kosmologi adalah teori gravitasi, dan kosmologi modern adalah teori gravitasi relativistik. Oleh karena itu, kosmologi modern disebut relativistik.

Fisika Newton memandang ruang dan waktu sebagai "arena" di mana proses fisik berlangsung; ia tidak menghubungkan ruang dan waktu secara bersamaan. Menurut teori relativitas umum (lihat 9.2), distribusi dan pergerakan materi mengubah sifat geometris ruang-waktu dan pada saat yang sama bergantung padanya; medan gravitasi memanifestasikan dirinya sebagai kelengkungan ruang-waktu (semakin besar kelengkungan ruang-waktu, semakin kuat medan gravitasinya).

A. Einstein adalah orang pertama yang mencoba membangun model kosmologis relativistik. Sesuai dengan prinsip metodologi astronomi klasik tentang stasioneritas Alam Semesta, ia berangkat dari asumsi bahwa sifat-sifat Alam Semesta secara keseluruhan tidak berubah terhadap waktu (ia menganggap jari-jari kelengkungan ruang adalah konstan). Einstein bahkan memodifikasi teori relativitas umum untuk memenuhi persyaratan ini, dan memperkenalkan gaya tolak kosmik tambahan yang harus menyeimbangkan gaya tarik-menarik antar bintang.

Alam semesta Einstein terbatas secara spasial; ia memiliki dimensi yang terbatas, tetapi tidak memiliki batas! Dalam model ini, volume spasial Alam Semesta dengan galaksi-galaksi yang tersebar merata di dalamnya adalah terbatas; tapi ruang ini tidak memiliki batas. Ia tidak meluas tanpa henti ke segala arah, namun menutup dengan sendirinya. Seperti pada permukaan bola, dimungkinkan untuk melakukan perjalanan keliling dunia di dalamnya: penghuni alam semesta tersebut, setelah mengirimkan sinyal ke segala arah (cahaya atau radio), seiring waktu menemukan bahwa sinyal ini kembali kepadanya dari sisi yang berlawanan, mengelilingi seluruh Alam Semesta.

Seperti banyak konsep abstrak fisika dan astronomi modern lainnya, gagasan tentang alam semesta yang tertutup, terbatas, namun tidak terbatas sulit dibayangkan dalam gambaran visual. Oleh karena itu, sering kali ditanyakan apa yang “di luar” alam semesta yang terbatas. Intinya adalah pertanyaan ini tidak masuk akal bagi makhluk tiga dimensi, yaitu. dalam metrik ruang-waktu dunia kita. Sama seperti pertanyaan serupa tentang apa yang “di luar” permukaan bola, tidak masuk akal bagi makhluk datar yang terpaksa terus-menerus hidup di permukaan bola. Di alam semesta seperti ini, tidak ada konsep “luar”. Lagi pula, perbedaan antara "luar" dan "dalam" mengandaikan batas tertentu, yang sebenarnya tidak ada, dan setiap titik di dalamnya setara dengan titik lainnya - tidak ada tepi atau pusat di sini.

Kosmologi relativistik non-stasioner. Ahli matematika dan fisikawan teoretis Rusia kami yang luar biasa A. A. Friedman mengkritik model kosmologis yang diajukan oleh Einstein. Itu adalah A.A. Friedman, yang menerbitkan karyanya pada tahun 1922, adalah orang pertama yang menarik kesimpulan kosmologis dari teori relativitas umum yang benar-benar revolusioner: ia meletakkan dasar bagi kosmologi relativistik non-stasioner.

Friedman menunjukkan bahwa model teoretis Einstein hanyalah solusi parsial persamaan gravitasi untuk model homogen dan isotropik, dan secara umum solusinya bergantung pada waktu. Selain itu, mereka tidak bisa tegas dan tidak bisa menjawab pertanyaan tentang bentuk Alam Semesta, keterbatasan atau ketidakterbatasannya. Berdasarkan postulat yang berlawanan (tentang kemungkinan perubahan radius kelengkungan ruang dunia dalam waktu), Friedman menemukan solusi non-stasioner terhadap “persamaan dunia” Einstein.

Setelah menghadapi keputusan Friedman dengan rasa tidak percaya yang besar, Einstein kemudian yakin bahwa dia benar dan setuju dengan kritik fisikawan muda tersebut. Solusi nonstasioner persamaan Einstein, berdasarkan postulat homogenitas dan isotropi, disebut model kosmologis Friedmann.

A. A. Friedman menunjukkan bahwa solusi persamaan relativitas umum Alam Semesta memungkinkan kita membangun tiga kemungkinan model Alam Semesta. Dalam dua model tersebut, jari-jari kelengkungan ruang meningkat secara monoton dan Alam Semesta mengembang tanpa batas (dalam satu model, dari suatu titik; dalam model lainnya, dimulai dari volume terbatas tertentu). Model ketiga melukiskan gambaran alam semesta yang berdenyut dengan radius kelengkungan yang berubah secara berkala. Pemilihan model bergantung pada kepadatan rata-rata materi di alam semesta.

Model Alam Semesta Friedman segera menerima konfirmasi yang sangat akurat dalam pengamatan langsung terhadap pergerakan galaksi-galaksi jauh - dalam efek "pergeseran merah", yang menunjukkan saling menjauhnya semua galaksi yang cukup jauh satu sama lain. Dengan demikian, perluasan Alam Semesta saat ini teramati. Sifat evolusi selanjutnya bergantung pada kepadatan rata-rata materi di Alam Semesta dan hubungannya dengan kepadatan kritis ρ = ZH 2 /8πG. Jika kepadatan rata-rata ternyata lebih besar dari kepadatan kritis, maka perluasan Alam Semesta akan berhenti setelah beberapa waktu dan digantikan oleh kompresi. Jika kepadatan rata-rata kurang dari kepadatan kritis, maka perluasan akan berlanjut tanpa batas.

Saat ini, kepadatan kritis ditentukan oleh nilai 10 -29 g/cm 3 . Dan kepadatan rata-rata materi di Alam Semesta, menurut konsep modern, diperkirakan sebesar 3 · 10 -31 g/cm 3 . Dengan kata lain, alam semesta akan mengembang tanpa batas waktu. Namun penentuan kepadatan rata-rata materi di alam semesta masih belum bisa diandalkan. Mungkin ada jenis materi yang belum ditemukan di alam semesta yang berkontribusi terhadap kepadatan rata-rata. Dan kemudian kita harus mengadopsi model Alam Semesta “tertutup”, yang mengasumsikan bahwa ekspansi di masa depan akan digantikan oleh kompresi.

Postulat kosmologis. Dalam kosmologi modern, gagasan tentang sifat Alam Semesta yang tidak stasioner secara mengejutkan dipadukan dengan gagasan tentang homogenitas Alam Semesta. Tanpa disangka-sangka, Alam Semesta ternyata homogen dalam berbagai hal.

Pertama, Alam Semesta bersifat homogen dalam arti bahwa unsur-unsur struktur bintang-bintang dan galaksi-galaksi jauh, hukum-hukum fisika yang dipatuhinya, dan konstanta-konstanta fisiknya tampak sama di semua tempat dengan tingkat akurasi yang tinggi, yaitu sama seperti di wilayah Alam Semesta kita, termasuk Bumi. Sebuah galaksi yang berjarak ratusan juta tahun cahaya pada dasarnya terlihat sama dengan galaksi kita. Spektrum atom, dan hukum kimia dan fisika atom di sana, identik dengan yang dikenal di Bumi. Keadaan ini memungkinkan kita untuk memperluas hukum fisika yang ditemukan di laboratorium terestrial ke wilayah yang lebih luas di Alam Semesta.

Kedua, ketika berbicara tentang homogenitas kosmik Alam Semesta, yang kami maksud adalah homogenitas distribusi materi. Materi Alam Semesta “tersebar” dalam bentuk gumpalan - ia dikumpulkan menjadi bintang-bintang, yang kemudian dikelompokkan menjadi gugus-gugus, menjadi galaksi-galaksi, menjadi gugus-gugus galaksi. Saat ini diyakini secara luas, didukung oleh pengamatan, bahwa penyatuan tersebut berhenti pada gugusan galaksi, dan bahwa distribusi materi dalam skala yang lebih besar adalah sama di seluruh alam semesta. Distribusi ini bersifat homogen (sama di semua wilayah) dan isotropik (sama di segala arah). Asumsi bahwa Alam Semesta itu homogen dalam skala besar dianut oleh sebagian besar (walaupun tidak semua) kosmolog; itu dikenal sebagai postulat kosmologis.

Gagasan tentang homogenitas Alam Semesta sekali lagi membuktikan bahwa Bumi tidak menempati posisi istimewa apa pun di Alam Semesta. Bahkan setelah Copernicus, para astronom dari waktu ke waktu berasumsi bahwa semacam eksklusivitas mungkin terkait dengan Bumi, Matahari, dan Galaksi kita. Namun kini kondisi fisik di wilayah alam semesta yang paling dekat dengan kita tidak dianggap istimewa; telah terbukti bahwa mereka merupakan ciri khas wilayah mana pun di Alam Semesta. Tentu saja, Bumi, Matahari, dan Galaksi tampak penting dan luar biasa bagi kita manusia, namun bagi Alam Semesta secara keseluruhan, hal-hal tersebut tidak penting.

Zaman Alam Semesta. Postulat kosmologis dapat ditafsirkan lebih luas lagi: tidak hanya wilayah Alam Semesta kita yang khas secara keseluruhan, tetapi era modern kita juga khas setiap saat. Artinya, Alam Semesta, jika dilihat, seharusnya terlihat kurang lebih sama – seperti yang kita lihat sekarang. Gagasan tentang Alam Semesta, yang umum di kalangan astronom pada abad ke-19, berubah secara signifikan pada abad ke-20. Salah satu konsekuensi terpenting dari model kosmologis Friedmann adalah gagasan tentang evolusi Alam Semesta yang terbatas dalam waktu dan adanya keadaan tunggal yang khusus di mana jari-jari Alam Semesta menjadi nol dan kepadatan materi menjadi tak terhingga. (Untuk model teoritis keadaan seperti itu, lihat di bawah.) Keterbatasan evolusi dalam waktu mengarah pada konsep usia Alam Semesta.

Pada tahun 1929, E. Hubble menunjukkan bahwa galaksi-galaksi jauh bergerak menjauhi kita; dan semakin jauh galaksi, semakin cepat ia bergerak menjauh. Hal ini menghasilkan kesimpulan yang jelas - Alam Semesta sedang dalam keadaan mengembang. Penemuan ini menegaskan gagasan Friedman dan secara radikal mengubah semua gagasan kosmologi. Alam Semesta yang mengembang adalah Alam Semesta yang berubah. Artinya ia mempunyai sejarah, waktu asal dan waktu kematiannya sendiri; bisa dikatakan, biografinya sendiri, dengan tanggal lahir dan kematian.

Hukum Hubble memungkinkan untuk menentukan usia alam semesta. Perkiraan modern konstanta Hubble adalah antara 50 hingga 100 km/(s Mpc). Kebalikan t= 1/N memiliki dimensi waktu dan sama dengan 10-20 miliar tahun, yang menentukan perkiraan usia Alam Semesta kita. Menurut pandangan paling umum Usia Alam Semesta adalah 15 miliar tahun.

Cakrawala kosmologis. Keterbatasan waktu yang telah berlalu sejak momen singularitas mengarah pada adanya cakrawala kosmologis - batas yang memisahkan wilayah ruang yang saat ini dapat dilihat oleh pengamat dari wilayah yang pada dasarnya masih belum dapat teramati olehnya.

Keberadaan cakrawala kosmologis dikaitkan dengan perluasan Alam Semesta. Sejak keadaan tunggal Alam Semesta telah berlalu T≈ 15-20 miliar tahun. Selama waktu ini, cahaya berhasil menempuh jarak terbatas di alam semesta yang mengembang aku ≈ ct, yaitu. sekitar 15-20 miliar tahun cahaya. Oleh karena itu, setiap pengamat saat ini T" setelah dimulainya pemuaian, hanya dapat melihat luas yang dibatasi oleh bola, yang pada saat itu mempunyai jari-jari r = ct". Di luar batas ini, yaitu cakrawala pengamatan, objek-objek pada dasarnya tidak dapat diamati pada saat ini T": cahaya dari mereka belum sampai ke pengamat, meskipun cahaya itu keluar pada saat dimulainya perluasan Alam Semesta. Di dekat cakrawala, kita melihat materi di masa lalu, ketika kepadatannya jauh lebih besar daripada saat ini.

Seiring waktu, cakrawala meluas ketika cahaya dari wilayah yang lebih jauh di alam semesta mencapai pengamat. Saat ini cakrawala kosmologis adalah: ct ≈ c/H ≈ 6000 Mpc (pada H= 50 km/(dtk Mpc). Dengan demikian, ini mencakup lebih dari setengah dari apa yang tersedia prinsip untuk mengamati volume ruang di Alam Semesta. Setiap hari luas Alam Semesta yang dapat diakses oleh teleskop terestrial bertambah 10 18 tahun cahaya kubik.

Gagasan tentang cakrawala kosmologis memungkinkan kita untuk memahami bahwa pada saat tertentu, bagian tertentu dari volume Alam Semesta, dengan jumlah galaksi dan bintang yang terbatas, tersedia bagi pengamat. Terlebih lagi, jelas bahwa setiap pengamat yang berada di tempat mana pun di Alam Semesta pada setiap momen waktu tertentu memiliki cakrawalanya sendiri, Alam Semestanya yang terbatas. Hal ini mirip dengan bagaimana setiap pengamat di bumi mempunyai cakrawalanya sendiri.

Sebenarnya, cakrawala kosmologis dibatasi oleh faktor lain yang berkaitan dengan sifat-sifat medan elektromagnetik. Pada tahap awal perkembangan Alam Semesta, dengan kepadatan materi yang tinggi, foton tidak dapat merambat dengan bebas akibat penyerapan dan hamburan. Hanya radiasi yang muncul di era ketika Alam Semesta menjadi transparan terhadap radiasi yang mencapai Bumi dalam bentuk yang tidak terdistorsi, dan bukan lebih awal. Zaman ini dikaitkan dengan proses rekombinasi hidrogen, yang terjadi 1 juta tahun setelah dimulainya perluasan Alam Semesta dan berhubungan dengan kepadatan materi ρ = 10 -20 g/cm 3 . Namun 1 juta tahun adalah jangka waktu yang sangat kecil dibandingkan dengan 15-20 miliar tahun. Oleh karena itu, cakrawala visibilitas di Alam Semesta secara praktis ditentukan oleh awal mula perluasannya.

Evolusi Alam Semesta

Sebutkan juga model ketiga, Xuanye宣夜 - namun, pada saat itu, tidak ada informasi yang disimpan tentang dia.

zaman kuno Eropa

Sebagian besar ilmuwan Yunani kuno mendukung sistem geosentris dunia, yang menurutnya di pusat Alam Semesta terdapat Bumi bulat yang tidak bergerak, di mana lima planet, Matahari dan Bulan, berputar. Sistem dunia heliosentris yang dikemukakan oleh Aristarchus dari Samos rupanya tidak mendapat dukungan dari mayoritas astronom Yunani kuno.

Dunia dianggap dibatasi oleh lingkup bintang tetap. Terkadang bidang lain ditambahkan, yang bertanggung jawab atas presesi. Subyek perdebatan adalah pertanyaan tentang apa yang ada di luar dunia: kaum Peripatetik, mengikuti Aristoteles, percaya bahwa tidak ada apa pun di luar dunia (baik materi maupun ruang), kaum Stoa percaya bahwa ada ruang kosong yang tak terbatas, kaum atomis (Leucippus, Democritus, Metrodorus, Epicurus, Lucretius) percaya bahwa di luar dunia kita ada dunia lain. Yang menonjol adalah pandangan Heraclides dari Pontus, yang menyatakan bahwa bintang adalah dunia yang jauh, termasuk bumi dan udara; dia, seperti para atomis, percaya bahwa alam semesta tidak terbatas. Pada akhir zaman kuno, ajaran Hermetisisme agama-mistis muncul, yang menurutnya mungkin ada wilayah makhluk immaterial - roh - di luar dunia.

Renaisans

Kosmologi Nicholas dari Cusa, yang dituangkan dalam risalah tersebut, bersifat inovatif Tentang ketidaktahuan yang dipelajari. Dia mengasumsikan kesatuan material Alam Semesta dan menganggap Bumi sebagai salah satu planet yang juga bergerak; benda-benda langit dihuni, seperti Bumi kita, dan setiap pengamat di Alam Semesta dapat menganggap dirinya tidak bergerak dengan alasan yang sama. Menurutnya, Alam Semesta tidak terbatas, tetapi terbatas, karena ketidakterbatasan hanya dapat menjadi ciri Tuhan saja. Pada saat yang sama, Kuzan mempertahankan banyak elemen kosmologi abad pertengahan, termasuk kepercayaan akan keberadaan bola langit, termasuk bola terluar - bola bintang tetap. Namun, “bola” ini tidak sepenuhnya bulat, rotasinya tidak seragam, dan sumbu rotasinya tidak menempati posisi tetap dalam ruang. Akibatnya, dunia tidak memiliki pusat absolut dan batas yang jelas (mungkin, dalam pengertian inilah tesis Kuzantz tentang ketidakterbatasan Alam Semesta harus dipahami).

Paruh pertama abad ke-16 ditandai dengan munculnya sistem heliosentris baru di dunia Nicolaus Copernicus. Copernicus menempatkan Matahari sebagai pusat dunia, tempat planet-planet berputar (termasuk Bumi, yang juga berputar pada porosnya). Copernicus masih menganggap alam semesta terbatas pada lingkup bintang tetap; Rupanya, dia juga tetap mempertahankan keyakinannya akan keberadaan bola langit.

Modifikasi sistem Copernicus adalah sistem Thomas Digges, di mana bintang-bintang terletak tidak pada satu bola, tetapi pada jarak yang berbeda dari Bumi hingga tak terhingga. Beberapa filsuf (Francesco Patrizi, Jan Essensky) hanya meminjam satu elemen dari ajaran Copernicus - rotasi Bumi pada porosnya, juga mempertimbangkan bintang-bintang yang tersebar di Alam Semesta hingga tak terhingga. Pandangan para pemikir ini mengandung jejak pengaruh Hermetisisme, karena wilayah Alam Semesta di luar tata surya mereka anggap sebagai dunia immaterial, tempat tinggal Tuhan dan malaikat.

Sebuah langkah menentukan dari heliosentrisme menuju alam semesta tanpa batas yang dipenuhi bintang-bintang dilakukan oleh filsuf Italia Giordano Bruno. Menurut Bruno, jika diamati dari semua titik, seharusnya Alam Semesta terlihat kurang lebih sama. Dari semua pemikir Zaman Baru, dia adalah orang pertama yang menyatakan bahwa bintang-bintang adalah matahari yang jauh dan bahwa hukum-hukum fisika adalah sama di ruang angkasa yang tak terhingga dan tak terbatas. Pada akhir abad ke-16, ketidakterbatasan alam semesta juga dipertahankan oleh William Gilbert. Pada pertengahan hingga paruh kedua abad ke-17, pandangan tersebut didukung oleh René Descartes, Otto von Guericke, dan Christiaan Huygens.

Munculnya kosmologi modern

Munculnya kosmologi modern dikaitkan dengan perkembangan teori relativitas umum (GR) dan fisika partikel Einstein pada abad ke-20. Einstein menerbitkan studi pertama tentang topik ini, berdasarkan relativitas umum, pada tahun 1917 dengan judul “Pertimbangan kosmologis untuk teori relativitas umum.” Di dalamnya ia memperkenalkan 3 asumsi: Alam Semesta itu homogen, isotropik, dan stasioner. Untuk memastikan persyaratan terakhir, Einstein memperkenalkan “istilah kosmologis” tambahan ke dalam persamaan medan gravitasi. Solusi yang diperolehnya berarti Alam Semesta mempunyai volume yang terbatas (tertutup) dan kelengkungan positif.

Zaman Alam Semesta

Usia Alam Semesta adalah waktu yang telah berlalu sejak Big Bang. Menurut data ilmiah modern (hasil WMAP 9) adalah 13,830 ± 0,075 Ga. Data baru dari satelit Planck Badan Antariksa Eropa yang kuat menunjukkan usia Alam Semesta 13,798 ± 0,037 miliar tahun (interval kepercayaan 68%).

Perkiraan usia Alam Semesta modern didasarkan pada salah satu model Alam Semesta yang paling umum, yang disebut model kosmologis standar ΛCDM.

Tahapan utama perkembangan Alam Semesta

Yang sangat penting untuk menentukan usia Alam Semesta adalah periodisasi proses-proses utama yang terjadi di Alam Semesta. Periodisasi berikut saat ini diterima:

Zaman paling awal dimana terdapat asumsi teoretis adalah zaman Planck ( 10 −43 setelah Big Bang). Pada saat ini, interaksi gravitasi terpisah dari interaksi fundamental lainnya. Menurut gagasan modern, era kosmologi kuantum ini berlangsung hingga masa orde 10 −11 detik setelah Big Bang.
Era berikutnya ditandai dengan lahirnya partikel quark awal dan pemisahan jenis interaksi. Era ini berlangsung hingga Masa Ketertiban 10 −2 detik setelah Big Bang. Saat ini, sudah ada kemungkinan gambaran fisik yang cukup rinci tentang proses-proses pada periode ini.
Era modern kosmologi standar dimulai 0,01 detik setelah Big Bang dan berlanjut hingga hari ini. Selama periode ini, inti unsur-unsur utama terbentuk, bintang, galaksi, dan tata surya muncul.

Tonggak penting dalam sejarah perkembangan Alam Semesta di era ini adalah era rekombinasi, ketika materi Alam Semesta yang mengembang menjadi transparan terhadap radiasi. Menurut gagasan modern, ini terjadi 380 ribu tahun setelah Big Bang. Saat ini, kita dapat mengamati radiasi tersebut dalam bentuk latar belakang gelombang mikro kosmik, yang merupakan konfirmasi eksperimental terpenting dari model Alam Semesta yang ada.

WMAP

Informasi yang dikumpulkan oleh WMAP memungkinkan para ilmuwan untuk membuat peta fluktuasi suhu paling rinci hingga saat ini dalam distribusi radiasi gelombang mikro di bola angkasa. Sebelumnya, peta serupa dapat dibuat menggunakan data dari peralatan COBE NASA, tetapi resolusinya secara signifikan - 35 kali - lebih rendah daripada data yang diperoleh WMAP.

Data WMAP menunjukkan bahwa distribusi suhu CMB di seluruh bola langit mengikuti fluktuasi yang sepenuhnya acak dan berdistribusi normal. Parameter fungsi yang menggambarkan distribusi terukur sesuai dengan model Alam Semesta, yang terdiri dari:

4% dari bahan biasa,
23% dari apa yang disebut materi gelap (mungkin dari partikel hipotetis supersimetris berat) dan
73% dari energi gelap yang lebih misterius, menyebabkan percepatan perluasan Alam Semesta.

Data WMAP menunjukkan bahwa materi gelap itu dingin (yaitu terdiri dari partikel berat, bukan neutrino atau partikel ringan lainnya). Jika tidak, partikel cahaya yang bergerak dengan kecepatan relativistik akan mengaburkan fluktuasi kepadatan kecil di alam semesta awal.

Parameter lainnya, ditentukan dari data WMAP (berdasarkan ΛCDM-model, yaitu model kosmologis Friedmann dengan istilah Λ dan materi gelap dingin dalam bahasa Inggris. Materi Gelap Dingin :

umur Alam Semesta: (13,73 ± 0,12)⋅10 9 tahun;
Konstanta Hubble: 71 ± 4 km/s/Mpc;
kepadatan baryon saat ini: (2,5 ± 0,1)⋅10 −7 cm −3 ;
parameter kerataan Alam Semesta (rasio kepadatan total terhadap kepadatan kritis): 1,02 ± 0,02;
massa total ketiga jenis neutrino:<0,7 эВ.

Berdasarkan ulasan Planck TT, TE, EE+lensing+BAO+JLA+H0

100θMC= 1,04077 ± 0,00032
Ω b jam 2 = 0,02225 ± 0,00016
Ω c h 2 = 0,1198 ± 0,0015
τ=0,079 ± 0,017
ln(10 10 As)=3,094 ± 0,034
ns = 0,9645 ± 0,0049
H0 = 67,27 ± 0,66
Ωm =0,3089 ± 0,0062
ΩΛ = 0,6911 ± 0,0062
Σmv< 0.17
Ω k =0,0008 −0,0039 +0,0040
w=−1.019 −0.08 +0.075

Catatan

, P. 103.
Tentang pengaruh sastra Hermetik pada Bradwardin, lihat karyanya.
, Dengan. 2-17 dan khususnya hal. 14.
, P. 105-106.
, Dengan. 31-45.
Parameter Kosmologis WMAP(Bahasa inggris) . NASA. Pusat Penerbangan Luar Angkasa Goddard. Diakses tanggal 22 Maret 2013. Diarsipkan tanggal 22 Maret 2013.
N° 7-2013: PLANCK MENGUNGKAPKAN ALAM SEMESTA YANG HAMPIR SEMPURNA(Bahasa inggris) .
Kolaborasi Planck. Hasil Planck 2013. XVI. Parameter kosmologis (Bahasa Inggris) // ArXiv/astro-ph. - 2013. - Kode Bib: 2013arXiv1303.5076P. - arXiv:1303.5076.
Parade dkk. (Kolaborasi Planck) (22 Maret 2013). “Hasil Planck 2013. I. Ikhtisar produk dan hasil ilmiah.” Astronomi dan Astrofisika. 1303 : 5062.arXiv : 1303.5062 .
Barker P. Copernicus, bola, dan equant. - Sintesis. - 1990. - T. 83, terbitan. 2. - Hal.317-323.
C. Bonneau, S. Brunier. Suatu hal yang menantang ruang dan waktu. Sains & Vie, no.1072, Janvier 2007, hal. 43
Furley, David J. Teori Yunani tentang Alam Semesta Tanpa Batas // Jurnal Sejarah Ide. - 1981. - T. 42, No. 4 (Oktober - Desember). - Hal.571–585..
Gatti H. Giordano Bruno dan Sains Renaisans. - Pers Universitas Cornell, 1999..
Gombrich, R. F. "Kosmologi India Kuno." Dalam Kosmologi Kuno, diedit oleh Carmen Blacker dan Michael Loewe, 110-142. London: Allen dan Unwin, 1975.
Granada, Miguel A. Kepler dan Bruno tentang Ketidakterbatasan Alam Semesta dan Tata Surya // Jurnal Sejarah Astronomi. - 2008. - T.39, No.4. - Hal.469-495.
Hibah E. Konsepsi Abad Pertengahan dan Abad Ketujuh Belas tentang Ruang Kekosongan Tak Terbatas di Luar Kosmos // Isis. - 1969. - T.60, No.201. - Hal.39-60..
Hibah E. Planet, Bintang, dan Bola: Kosmos Abad Pertengahan, 1200-1687. - Cambridge, 1994..
Henderson, John B. Perkembangan dan Kemunduran Kosmologi Tiongkok. Seri Studi Neo-Konfusianisme. New York: Columbia University Press, 1984.-->
McColley G. Doktrin abad ketujuh belas tentang pluralitas dunia // Annals of Science. - 1936. - No. 1. - Hal.385–430..
Sircar D.S. Kosmografi dan Kosmologi dalam Sastra India Awal. Kalkuta, 1976 (edisi ke-1: Kalkuta,1967)

Bakina V.I. Doktrin kosmologis Heraclitus of Ephesus // Buletin Universitas Moskow. Ser.7. Filsafat.. 1998. No. 4. P.42-55.
Bakina V.I. Ajaran kosmologis para filsuf Yunani awal: Buku Teks. uang saku. M., Penerbitan Mosk. batalkan. 1999.−104 hal.
Weinberg S. Tiga menit pertama: pandangan modern tentang asal usul alam semesta. - Izhevsk: Pusat Penelitian “Dinamika Reguler dan Chaotic”, 2000, 272 hal. ISBN 5-93972-013-7
Gavryushin N.K. Kosmologi Bizantium pada abad ke-11 // Studi sejarah dan astronomi. - M.: “Ilmu”, 1983. Edisi XVI. Hlm.325-338.

Karya kosmologis dalam literatur buku Rus Kuno. Bagian II: Teks nyamuk-pesawat dan tradisi kosmologis lainnya" // Seri "Monumen Pemikiran Rusia Kuno". Edisi IV (2) / Editor yang bertanggung jawab: V.V. Milkov, S.M. Polyansky. St. Petersburg: Publishing House . House "Mir ", 2008 (640 hal. (50B7 al.).
Lebedev A.V. Thales dan Xenophanes (Fiksasi paling kuno dari kosmologi Thales) // Filsafat kuno dalam interpretasi para filsuf borjuis. M., 1981.
Lupandin I.V. Kosmologi Aristotelian dan Thomas Aquinas // Pertanyaan tentang sejarah ilmu pengetahuan dan teknologi alam. 1989. Nomor 2. Hal.64-73.
Makeev V. A. Kosmografi filosofis kuno dalam budaya modern negara-negara Timur. -M.: RUDN, 1993
Mochalova I. N. Tentang dua tradisi kosmologis di Akademi Awal // Buletin Universitas Negeri Leningrad dinamai A. S. Pushkin (seri filsafat). 2007.- Nomor 3 (6).- Hal.26-34.
Nagirner D.I.Elemen kosmologi. - St.Petersburg: Rumah Penerbitan Universitas Negeri St.Petersburg, 2001.
Pavlenko A. N. Kosmologi modern: masalah pembenaran // Astronomi dan gambaran ilmiah dunia. M.IFRAN, 1996;
Pavlenko A. N. Kosmologi Eropa: landasan pergantian epistemologis, M. - INTRADA, 1997;
Sazhin M.V. Kosmologi modern dalam presentasi populer. URSS. 2002. 240 detik
Semushkin A.V. Kultus ruang spekulatif dalam filsafat Yunani awal // Agama di dunia yang sedang berubah. - M.: Penerbitan RUDN, 1994. - Hal.27-39.
Tursunov A. Filsafat dan kosmologi modern. M., 1977.
M. L. Filchenkov, S. V. Kopylov, V. S. Evdokimov Kursus fisika umum: bab tambahan.
Frolov B. Nomor dalam kosmologi kuno // Astronomi masyarakat kuno. M., 2002.P.61-68.
Chernin A.D. Bintang dan fisika. Edisi 2. URSS. 2004.176 hal.
Lawrence Krauss. Mengapa kita ada. Kisah Terbesar yang Pernah Diceritakan = Krauss. Kisah Terhebat yang Pernah Diceritakan - Sejauh Ini: Mengapa Kita Ada di Sini?. - M.: Alpina Nonfiksi, 2018. -

Kosmologi modern merupakan salah satu cabang astronomi yang menggabungkan data fisika dan matematika, serta prinsip filosofis universal, sehingga mewakili sintesis pengetahuan ilmiah dan filosofis. Sintesis seperti itu dalam kosmologi diperlukan karena pemikiran tentang asal usul dan struktur Alam Semesta sulit diuji secara empiris dan paling sering muncul dalam bentuk hipotesis teoretis atau model matematika. Penelitian kosmologis biasanya berkembang dari teori ke praktik, dari model ke eksperimen, dan di sini prinsip-prinsip filosofis dan ilmiah umum awal menjadi sangat penting. Oleh karena itu, model kosmologis berbeda secara signifikan satu sama lain - model tersebut sering kali didasarkan pada prinsip filosofis awal yang berlawanan. Pada gilirannya, setiap kesimpulan kosmologis juga mempengaruhi gagasan filosofis umum tentang struktur Alam Semesta, yaitu. mengubah gagasan mendasar seseorang tentang dunia dan dirinya sendiri.

Postulat paling penting dalam kosmologi modern adalah bahwa hukum alam yang ditetapkan dengan mempelajari bagian alam semesta yang sangat terbatas dapat diekstrapolasi ke wilayah yang lebih luas, dan pada akhirnya ke seluruh alam semesta. Teori kosmologis berbeda-beda bergantung pada prinsip dan hukum fisika yang mendasarinya. Model yang dibangun berdasarkan model tersebut harus memungkinkan pengujian pada wilayah Alam Semesta yang dapat diamati, dan kesimpulan teori harus dikonfirmasi oleh observasi atau, dalam hal apa pun, tidak bertentangan dengan observasi tersebut.

Orang bijak kuno sudah bertanya-tanya tentang asal usul dan struktur Alam Semesta. Pandangan dan gagasan mereka merupakan komponen integral dari sistem filosofis zaman kuno. Ide-ide kosmologis pertama ini, yang bertahan hingga hari ini dalam bentuk mitos, didasarkan pada pengamatan astronomi. Para pendeta Babilonia, Mesir, India dan Cina mampu menghitung secara akurat lamanya tahun dan frekuensi gerhana matahari dan bulan. Dengan mengamati benda langit, mereka dapat mengidentifikasi dua kelompok benda langit: bergerak dan diam. Banyak bintang telah lama dianggap sebagai benda diam. Benda-benda yang bergerak termasuk Bulan, Matahari dan lima planet yang dikenal pada waktu itu, dinamai menurut nama para dewa (ini pertama kali dilakukan di Babilonia, sekarang kita menggunakan nama dewa Romawi sebagai nama planet) - Merkurius, Venus, Mars, Yupiter, dan Saturnus. Untuk menghormati mereka, minggu itu dibagi menjadi tujuh hari, yang masing-masing, dalam tradisi astrologi yang ada saat ini, dikaitkan dengan salah satu benda yang bergerak. Dari pengamatan pergerakan nyata Matahari melintasi bola langit, ditemukan dua belas konstelasi zodiak.

Setelah filsafat muncul, yang menggantikan mitologi dengan sains, jawaban atas pertanyaan-pertanyaan “abadi” mulai dicari terutama dalam kerangka konsep-konsep filosofis. Pada zaman kuno, beberapa model kosmologis Alam Semesta yang menarik muncul, milik Pythagoras, Democritus, dan Plato. Pada saat yang sama, model heliosentris pertama Alam Semesta muncul. Jadi, Heraclides dari Pontus mengenali rotasi harian Bumi dan pergerakannya mengelilingi Matahari yang sedang istirahat. Aristarchus dari Samos mengemukakan gagasan bahwa Bumi berputar membentuk lingkaran, yang pusatnya adalah Matahari. Namun gagasan heliosentris ditolak oleh sebagian besar pemikir kuno, dan konsep geosentris yang dirumuskan oleh Aristoteles dan diperbaiki oleh Ptolemeus menjadi hasil kosmologi kuno yang diterima secara umum. Model ini bertahan sepanjang Abad Pertengahan. Hal ini sangat kompleks, karena untuk mengimbangi gerakan nyata planet-planet yang melakukan gerakan seperti lingkaran, perlu diperkenalkan sistem deferen dan episiklus.

Dengan munculnya zaman modern, filsafat memberi jalan pada keunggulannya dalam penciptaan model kosmologis kepada sains, yang mencapai kesuksesan besar di abad ke-20, beralih dari berbagai dugaan ke fakta, hipotesis, dan teori yang cukup beralasan. Hasil pertama adalah kemunculannya pada abad ke-16. model heliosentris Alam Semesta, ditulis oleh Nicolaus Copernicus. Dalam model ini, Alam Semesta masih berbentuk bola tertutup, dengan Matahari sebagai pusatnya dan planet-planet, termasuk Bumi, berputar mengelilinginya.

Kemajuan kosmologi dan kosmogoni pada abad 18-19. mencapai puncaknya pada penciptaan gambaran polisentris klasik dunia, yang menjadi tahap awal perkembangan kosmologi ilmiah. Model ini cukup sederhana dan mudah dimengerti. Alam semesta dianggap tidak terbatas dalam ruang dan waktu, dengan kata lain abadi. Hukum dasar yang mengatur pergerakan dan perkembangan benda langit adalah hukum gravitasi universal. Ruang sama sekali tidak berhubungan dengan benda-benda yang berada di dalamnya, berperan pasif sebagai wadah bagi benda-benda tersebut. Waktu juga tidak bergantung pada materi, karena durasi universal dari semua fenomena alam dan benda. Jika semua benda tiba-tiba menghilang, ruang dan waktu tidak akan berubah. Jumlah bintang, planet, dan sistem bintang di Alam Semesta sangatlah banyak. Setiap benda langit melewati jalur kehidupan yang panjang. Bintang-bintang yang mati, atau lebih tepatnya punah, digantikan oleh bintang-bintang muda yang baru. Meski rincian asal usul dan kematian benda langit masih belum jelas, pada dasarnya model ini tampak harmonis dan konsisten secara logika. Dalam bentuk ini, model polisentris klasik ada dalam sains hingga awal abad ke-20.

Namun model alam semesta ini memiliki beberapa kelemahan. Hukum gravitasi universal menjelaskan percepatan sentripetal planet-planet, tetapi tidak menjelaskan dari mana datangnya keinginan planet-planet, serta benda-benda material lainnya, untuk bergerak secara seragam dan lurus. Untuk menjelaskan gerak inersia, perlu diasumsikan adanya “dorongan pertama” ilahi di dalamnya, yang menggerakkan semua benda material. Selain itu, campur tangan Tuhan juga diperbolehkan untuk memperbaiki orbit benda-benda kosmik. Dengan demikian, model polisentris klasik Alam Semesta hanya bersifat ilmiah sebagian; model ini tidak dapat memberikan penjelasan ilmiah tentang asal usul Alam Semesta dan oleh karena itu memang demikian.

Model alam semesta baru diciptakan pada tahun 1917 oleh A. Einstein. Itu didasarkan pada teori gravitasi relativistik - teori relativitas umum. Einstein meninggalkan postulat kemutlakan dan ketidakterbatasan ruang dan waktu, namun tetap mempertahankan prinsip stasioneritas, kekekalan Alam Semesta dalam waktu dan keterbatasannya dalam ruang. Sifat-sifat Alam Semesta, menurut Einstein, ditentukan oleh distribusi massa gravitasi di dalamnya. Alam Semesta tidak terbatas, tetapi pada saat yang sama tertutup dalam ruang. Menurut model ini, ruang bersifat homogen dan isotropik, yaitu. mempunyai sifat yang sama ke segala arah, materi tersebar merata di dalamnya, waktu tidak terhingga, dan alirannya tidak mempengaruhi sifat-sifat Alam Semesta. Berdasarkan perhitungannya, Einstein menyimpulkan bahwa ruang dunia adalah bola empat dimensi.

Pada saat yang sama, model Alam Semesta ini tidak boleh dibayangkan dalam bentuk bola biasa. Ruang bola adalah sebuah bola, tetapi bola empat dimensi yang tidak dapat direpresentasikan secara visual. Dengan analogi, kita dapat menyimpulkan bahwa volume ruang tersebut terbatas, sama seperti permukaan bola mana pun yang terbatas; Permukaan bola empat dimensi juga dinyatakan dalam jumlah meter kubik yang terbatas. Ruang bulat seperti itu tidak mempunyai batas, dan dalam pengertian ini tidak terbatas. Terbang dalam ruang seperti itu dalam satu arah, pada akhirnya kita akan kembali ke titik awal. Namun pada saat yang sama, seekor lalat yang merayap di sepanjang permukaan bola tidak akan menemukan batasan atau penghalang yang melarangnya bergerak ke arah mana pun yang dipilih. Dalam pengertian ini, permukaan bola mana pun tidak terbatas, meskipun terbatas, yaitu. ketidakterbatasan dan ketidakterbatasan adalah konsep yang berbeda.

Jadi, dari perhitungan Einstein diketahui bahwa dunia kita adalah bola empat dimensi. Volume Alam Semesta semacam itu dapat dinyatakan, meskipun sangat besar, namun tetap dalam jumlah meter kubik yang terbatas. Pada prinsipnya, Anda dapat terbang mengelilingi seluruh Alam Semesta yang tertutup, bergerak sepanjang waktu dalam satu arah. Perjalanan imajiner seperti itu mirip dengan perjalanan duniawi keliling dunia. Namun Alam Semesta, yang volumenya terbatas, pada saat yang sama juga tidak terbatas, sama seperti permukaan bola mana pun yang tidak memiliki batas. Alam Semesta Einstein berisi, meskipun sejumlah besar, namun jumlah bintang dan sistem bintangnya terbatas, dan oleh karena itu paradoks fotometrik dan gravitasi tidak dapat diterapkan padanya. Pada saat yang sama, momok kematian akibat panas membayangi Alam Semesta Einstein. Alam semesta seperti itu, yang terbatas dalam ruang, pasti akan berakhir pada waktunya. Keabadian tidak melekat di dalamnya.

Jadi, terlepas dari ide-idenya yang baru dan bahkan revolusioner, Einstein dalam teori kosmologisnya dipandu oleh sikap ideologis klasik yang biasa tentang sifat statis dunia. Ia lebih tertarik pada dunia yang harmonis dan stabil daripada dunia yang kontradiktif dan tidak stabil.

Model Alam Semesta Einstein menjadi model kosmologis pertama yang didasarkan pada kesimpulan teori relativitas umum. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa gravitasilah yang menentukan interaksi massa dalam jarak yang jauh. Oleh karena itu, inti teori kosmologi modern adalah teori gravitasi – teori relativitas umum. Einstein dalam model kosmologisnya berasumsi adanya gaya tolak-menolak hipotetis tertentu, yang seharusnya menjamin stasioneritas dan kekekalan Alam Semesta. Namun, perkembangan ilmu pengetahuan alam selanjutnya membuat penyesuaian yang signifikan terhadap gagasan ini.

Lima tahun kemudian, pada tahun 1922, fisikawan dan matematikawan Soviet A. Friedman, berdasarkan perhitungan yang cermat, menunjukkan bahwa Alam Semesta Einstein tidak mungkin diam dan tidak berubah. Pada saat yang sama, Friedman mengandalkan prinsip kosmologis yang dirumuskannya, yang didasarkan pada dua asumsi: isotropi dan homogenitas Alam Semesta. Isotropi Alam Semesta dipahami sebagai tidak adanya perbedaan arah, kesamaan Alam Semesta ke segala arah. Homogenitas Alam Semesta dipahami sebagai kesamaan semua titik di Alam Semesta: kita dapat melakukan pengamatan di titik mana pun dan di mana pun kita akan melihat Alam Semesta yang isotropik.

Friedman, berdasarkan prinsip kosmologis, membuktikan bahwa persamaan Einstein mempunyai solusi lain yang tidak stasioner, yang menurutnya Alam Semesta dapat mengembang atau berkontraksi. Pada saat yang sama, kami berbicara tentang perluasan ruang itu sendiri, yaitu. tentang peningkatan semua jarak di dunia. Alam semesta Friedman menyerupai gelembung sabun yang mengembang, dengan jari-jari dan luas permukaannya terus bertambah.

Awalnya, model Alam Semesta yang mengembang bersifat hipotetis dan tidak memiliki konfirmasi empiris. Namun, pada tahun 1929, astronom Amerika E. Hubble menemukan efek “pergeseran merah” garis spektrum (pergeseran garis ke arah ujung merah spektrum). Hal ini ditafsirkan sebagai konsekuensi dari efek Doppler - perubahan frekuensi osilasi atau panjang gelombang akibat pergerakan sumber gelombang dan pengamat relatif satu sama lain. Pergeseran Merah dijelaskan sebagai konsekuensi dari galaksi-galaksi yang bergerak menjauhi satu sama lain dengan kecepatan yang bertambah seiring bertambahnya jarak. Hubble pada tahun 1929 menggambar garis lurus pada grafik ketergantungan kecepatan galaksi jauh terhadap jarak ke galaksi tersebut, merumuskan apa yang disebut hukum Hubble: menurutnya, kecepatan mundur v galaksi meningkat sebanding dengan jarak ke galaksi: v= H r, dengan H adalah konstanta Hubble. Sekarang diyakini bahwa H = 75 km/(s Mpc). Menurut pengukuran baru-baru ini, peningkatan laju ekspansi kira-kira 55 km/s untuk setiap juta parsec.

Dari hasil pengamatannya, Hubble memperkuat gagasan bahwa Alam Semesta adalah dunia galaksi, bahwa Galaksi kita bukanlah satu-satunya yang ada di dalamnya, bahwa terdapat banyak galaksi yang dipisahkan oleh jarak yang sangat jauh. Pada saat yang sama, Hubble sampai pada kesimpulan bahwa jarak antargalaksi tidak tetap, tetapi bertambah. Jadi, dalam ilmu pengetahuan alam muncullah konsep alam semesta yang mengembang.

Masa depan seperti apa yang menanti alam semesta kita? saran Friedman tiga model perkembangan Alam Semesta.

DI DALAM model pertama Alam semesta mengembang secara perlahan sehingga akibat adanya tarikan gravitasi antar galaksi yang berbeda, perluasan alam semesta melambat dan akhirnya berhenti. Setelah itu, alam semesta mulai menyusut. Dalam model ini, ruang membengkok, menutup dengan sendirinya, membentuk sebuah bola.

Di dalam model kedua Alam semesta mengembang tanpa henti, dan ruang angkasa melengkung seperti permukaan pelana dan pada saat yang sama tidak terbatas.

DI DALAM model ketiga Ruang Friedman itu datar dan juga tak terbatas.

Manakah dari ketiga pilihan berikut yang mengikuti evolusi Alam Semesta bergantung pada rasio energi gravitasi terhadap energi kinetik materi terbang.

Jika energi kinetik pemuaian materi melebihi energi gravitasi yang mencegah pemuaian, maka gaya gravitasi tidak akan menghentikan pemuaian galaksi, dan pemuaian Alam Semesta tidak akan dapat diubah. Versi model dinamis Alam Semesta ini disebut alam semesta terbuka.

Jika interaksi gravitasi mendominasi, maka laju ekspansi akan melambat seiring waktu hingga berhenti sepenuhnya, setelah itu kompresi materi akan dimulai hingga Alam Semesta kembali ke keadaan singularitas semula (volume titik dengan kepadatan sangat tinggi). Versi model ini disebut berosilasi, atau tertutup, alam semesta.

Dalam kasus ekstrim, ketika gaya gravitasi sama persis dengan energi pemuaian materi, pemuaian tidak akan berhenti, tetapi kecepatannya akan cenderung nol seiring waktu. Beberapa puluh miliar tahun setelah perluasan Alam Semesta dimulai, akan terjadi keadaan yang dapat disebut kuasi-stasioner. Secara teori, denyut alam semesta juga mungkin terjadi.

Resesi galaksi yang kita amati merupakan konsekuensi perluasan ruang di alam semesta terbatas yang tertutup. Dengan perluasan ruang seperti itu, semua jarak di Alam Semesta bertambah, seperti halnya jarak antara butiran debu di permukaan gelembung sabun yang mengembang bertambah. Masing-masing butiran debu ini, seperti halnya setiap galaksi, dapat dianggap sebagai pusat ekspansi. Ketika E. Hubble menunjukkan bahwa galaksi-galaksi jauh bergerak menjauhi satu sama lain dengan kecepatan yang semakin meningkat, kesimpulan yang jelas diambil bahwa Alam Semesta kita mengembang. Namun Alam Semesta yang mengembang adalah Alam Semesta yang terus berubah, sebuah dunia dengan segala sejarahnya, yang mempunyai awal dan akhir. Konstanta Hubble memungkinkan kita memperkirakan waktu berlangsungnya proses perluasan Alam Semesta. Ternyata usianya tidak kurang dari 10 miliar dan tidak lebih dari 19 miliar tahun. Masa hidup alam semesta yang mengembang paling mungkin adalah 15 miliar tahun. Ini adalah perkiraan usia Alam Semesta kita.

Saat ini terdapat beberapa model kosmologi yang menjelaskan aspek-aspek tertentu kemunculan materi di Alam Semesta, namun tidak menjelaskan penyebab dan proses lahirnya Alam Semesta itu sendiri. Dari keseluruhan teori kosmologi modern, hanya teori Big Bang G. Gamow yang mampu menjelaskan secara memuaskan hampir seluruh fakta terkait masalah tersebut hingga saat ini. Ciri-ciri utama model Big Bang masih bertahan hingga saat ini, meskipun kemudian dilengkapi dengan teori inflasi, atau teori Alam Semesta yang menggembung, yang dikembangkan oleh ilmuwan Amerika A. Guth dan P. Steinhardt dan dilengkapi dengan teori Fisikawan Soviet A.D. Linda.

Pada tahun 1948, fisikawan Amerika terkemuka asal Rusia G. Gamow mengusulkan bahwa alam semesta fisik terbentuk sebagai akibat dari ledakan raksasa yang terjadi sekitar 15 miliar tahun yang lalu. Kemudian semua materi dan energi alam semesta terkonsentrasi dalam satu gumpalan kecil yang sangat padat. Jika Anda mempercayai perhitungan matematis, maka pada awal perluasan, jari-jari Alam Semesta sepenuhnya sama dengan nol, dan kepadatannya sama dengan tak terhingga. Keadaan awal ini disebut singularitas - volume titik dengan kepadatan tak terbatas. Hukum fisika yang diketahui tidak berlaku dalam singularitas. Dalam keadaan ini, konsep ruang dan waktu kehilangan maknanya, sehingga tidak masuk akal untuk menanyakan di mana letak titik tersebut. Selain itu, ilmu pengetahuan modern tidak dapat mengatakan apa pun tentang alasan munculnya kondisi ini.

Namun menurut prinsip ketidakpastian Heisenberg, materi tidak dapat dipadatkan menjadi satu titik, sehingga alam semesta diyakini pada keadaan awalnya memiliki kepadatan dan ukuran tertentu. Menurut beberapa perhitungan, jika seluruh materi di Alam Semesta teramati, yang diperkirakan berjumlah sekitar 10 61 g, dikompresi hingga kepadatan 10 94 g/cm 3, maka ia akan menempati volume sekitar 10 -33 cm 3. Mustahil untuk melihatnya dengan mikroskop elektron mana pun. Untuk waktu yang lama, tidak ada yang bisa dikatakan tentang penyebab Big Bang dan transisi alam semesta menuju perluasan. Namun saat ini telah muncul beberapa hipotesis yang mencoba menjelaskan proses ini. Mereka mendasari model inflasi perkembangan Alam Semesta.

Gagasan utama konsep Big Bang adalah bahwa Alam Semesta pada tahap awal kemunculannya mempunyai keadaan seperti vakum yang tidak stabil dengan kepadatan energi yang tinggi. Energi ini berasal dari radiasi kuantum, yaitu. seolah-olah entah dari mana. Faktanya adalah bahwa dalam ruang hampa fisik tidak ada partikel, medan, dan gelombang yang tetap, namun ia bukanlah ruang hampa yang tak bernyawa. Dalam ruang hampa terdapat partikel-partikel maya yang lahir, keberadaannya sekilas dan segera menghilang. Oleh karena itu, ruang hampa “mendidih” dengan partikel virtual dan jenuh dengan interaksi kompleks di antara mereka. Selain itu, energi yang terkandung dalam ruang hampa seolah-olah terletak di lantai yang berbeda, yaitu. terdapat fenomena perbedaan tingkat energi vakum.

Saat ruang hampa berada dalam keadaan setimbang, hanya partikel maya (hantu) yang ada di dalamnya, yang meminjam energi dari ruang hampa dalam waktu singkat untuk dilahirkan, dan dengan cepat mengembalikan energi yang dipinjam tersebut untuk menghilang. Ketika, karena alasan tertentu, ruang hampa pada titik awal tertentu (singularitas) menjadi tereksitasi dan meninggalkan keadaan setimbang, partikel maya mulai menangkap energi tanpa mundur dan berubah menjadi partikel nyata. Akhirnya, pada titik tertentu di ruang angkasa, sejumlah besar partikel nyata terbentuk, beserta energi yang terkait dengannya. Ketika ruang hampa tereksitasi runtuh, energi radiasi raksasa dilepaskan, dan kekuatan super memampatkan partikel-partikel tersebut menjadi materi superpadat. Kondisi ekstrim dari “permulaan”, bahkan ketika ruang-waktu terdeformasi, menunjukkan bahwa ruang hampa juga berada dalam keadaan khusus, yang disebut ruang hampa “palsu”. Hal ini ditandai dengan kepadatan energi yang sangat tinggi, yang berhubungan dengan kepadatan materi yang sangat tinggi. Dalam keadaan materi ini, tekanan kuat dan tekanan negatif dapat muncul di dalamnya, yang setara dengan gaya tolak gravitasi yang sedemikian besarnya sehingga menyebabkan perluasan Alam Semesta yang tidak terkendali dan cepat - Big Bang. Ini adalah dorongan awal, “permulaan” dunia kita.

Mulai saat ini perluasan alam semesta yang cepat dimulai, waktu dan ruang muncul. Pada saat ini, terjadi inflasi “gelembung ruang angkasa” yang tidak terkendali, embrio dari satu atau beberapa alam semesta, yang mungkin berbeda satu sama lain dalam konstanta dan hukum fundamentalnya. Salah satunya menjadi cikal bakal Metagalaxy kita.

Menurut berbagai perkiraan, periode "inflasi", yang berlangsung secara eksponensial, membutuhkan waktu yang sangat singkat - hingga 10 - 33 detik setelah "mulai". Itu disebut periode inflasi. Selama masa ini, ukuran Alam Semesta bertambah 10 50 kali lipat, dari ukuran sepermiliar proton menjadi seukuran kotak korek api.

Menjelang akhir fase inflasi, Alam Semesta kosong dan dingin, namun ketika inflasi mengering, Alam Semesta tiba-tiba menjadi sangat “panas”. Semburan panas yang menerangi ruang angkasa ini disebabkan oleh banyaknya cadangan energi yang terkandung dalam ruang hampa “palsu”. Keadaan vakum ini sangat tidak stabil dan cenderung membusuk. Ketika peluruhan selesai, gaya tolak menolak menghilang dan inflasi berakhir. Dan energi tersebut, yang terikat dalam bentuk banyak partikel nyata, dilepaskan dalam bentuk radiasi, yang secara instan memanaskan Alam Semesta hingga 10 27 K. Sejak saat itu, Alam Semesta berkembang sesuai dengan teori standar Big Bang yang “panas”. .

zaman Hadron berlangsung 10 -7 detik. Pada tahap ini, suhu turun menjadi 10 13 K. Pada saat yang sama, keempat interaksi mendasar muncul, keberadaan bebas quark berhenti, mereka bergabung menjadi hadron, yang paling penting adalah proton dan neutron. Peristiwa paling signifikan adalah putusnya simetri global, yang terjadi pada saat-saat pertama keberadaan Alam Semesta kita. Jumlah partikel ternyata sedikit lebih banyak daripada jumlah antipartikel. Alasan asimetri ini masih belum diketahui. Dalam gumpalan mirip plasma pada umumnya, untuk setiap miliar pasang partikel dan antipartikel, terdapat satu partikel lagi yang tidak memiliki cukup pasangan untuk dimusnahkan. Hal ini menentukan kemunculan lebih lanjut alam semesta material dengan galaksi, bintang, planet, dan makhluk cerdas di beberapa di antaranya.

zaman Lepton berlangsung hingga 1 detik setelah start. Suhu alam semesta turun menjadi 10 10 K. Unsur utamanya adalah lepton, yang berpartisipasi dalam transformasi timbal balik proton dan neutron. Pada akhir era ini, materi menjadi transparan bagi neutrino, mereka berhenti berinteraksi dengan materi dan bertahan hingga hari ini.

Era Radiasi (Era Foton) berlangsung selama 1 juta tahun. Selama masa ini, suhu Alam Semesta menurun dari 10 miliar K menjadi 3000 K. Selama tahap ini, proses nukleosintesis primer yang paling penting untuk evolusi lebih lanjut Alam Semesta terjadi - kombinasi proton dan neutron (ada sekitar 8 kali lebih sedikit daripada proton) menjadi inti atom. Pada akhir proses ini, materi Alam Semesta terdiri dari 75% proton (inti hidrogen), sekitar 25% adalah inti helium, seperseratus persennya adalah deuterium, litium, dan unsur ringan lainnya, setelah itu Alam Semesta menjadi transparan terhadap foton. , karena radiasi dipisahkan dari zat dan membentuk apa yang di zaman kita disebut radiasi peninggalan.

Kemudian, selama hampir 500 ribu tahun, tidak ada perubahan kualitatif yang terjadi - terjadi pendinginan dan perluasan alam semesta secara perlahan. Alam semesta, meski tetap homogen, menjadi semakin langka. Ketika didinginkan hingga 3000 K, inti atom hidrogen dan helium sudah dapat menangkap elektron bebas dan berubah menjadi atom hidrogen dan helium netral. Hasilnya, terbentuklah Alam Semesta yang homogen, yang merupakan campuran dari tiga zat yang hampir tidak berinteraksi: materi baryonik (hidrogen, helium, dan isotopnya), lepton (neutrino dan antineutrino), dan radiasi (foton). Pada saat ini tidak ada lagi suhu dan tekanan tinggi. Tampaknya di masa depan Alam Semesta akan mengalami perluasan dan pendinginan lebih lanjut, pembentukan “gurun lepton” - sesuatu seperti kematian termal. Namun hal ini tidak terjadi; sebaliknya, terjadi lompatan yang menciptakan struktur alam semesta modern, yang menurut perkiraan modern, memakan waktu 1 hingga 3 miliar tahun.

Setelah Big Bang, materi dan medan elektromagnetik yang dihasilkan tersebar dan mewakili awan gas dan debu serta latar belakang elektromagnetik. 1 miliar tahun setelah pembentukan Alam Semesta dimulai, galaksi dan bintang mulai bermunculan. Pada saat ini, materi telah mendingin, dan fluktuasi kepadatan yang stabil mulai muncul di dalamnya, memenuhi ruang secara merata. Dalam lingkungan material yang terbentuk, pemadatan materi secara acak muncul dan berkembang. Gaya gravitasi di dalam pemadatan tersebut lebih nyata terlihat dibandingkan di luar batasnya. Oleh karena itu, meskipun Alam Semesta mengembang secara umum, kepadatan materi melambat, dan kepadatannya mulai meningkat secara bertahap. Dengan terus memampatkan dan kehilangan energi akibat radiasi, materi yang memadat, sebagai hasil evolusinya, berubah menjadi galaksi modern. Munculnya pemadatan seperti itu adalah awal dari lahirnya struktur ruang angkasa berskala besar - galaksi, dan kemudian individu bintang

Jadi, kondisi pertama penampilan galaksi di Alam Semesta terjadi penampakan akumulasi dan kondensasi materi secara acak di Alam Semesta yang homogen. Untuk pertama kalinya gagasan seperti itu diungkapkan oleh I. Newton, yang menyatakan bahwa jika materi tersebar secara merata di seluruh ruang tak terhingga, maka ia tidak akan pernah berkumpul menjadi satu massa. Ia akan berkumpul di beberapa bagian di tempat berbeda di ruang tak terbatas. Gagasan Newton ini menjadi salah satu landasan kosmogoni modern.

Kondisi kedua kemunculan galaksi - adanya gangguan kecil, fluktuasi materi yang menyebabkan penyimpangan dari homogenitas dan isotropi ruang. Fluktuasi itulah yang menjadi “benih” yang menyebabkan munculnya pemadatan materi yang lebih besar. Proses-proses tersebut dapat dianalogikan dengan proses pembentukan awan di atmosfer bumi. Diketahui bahwa uap air mengembun menjadi partikel kecil - inti kondensasi.

Di pertengahan abad ke-20. Perhitungan dilakukan untuk menggambarkan perilaku kondensasi tersebut. Secara khusus, telah terbukti bahwa di Alam Semesta yang mengembang, wilayah medium dengan kepadatan lebih tinggi mengembang lebih lambat dibandingkan Alam Semesta secara keseluruhan. Wilayah-wilayah ini lambat laun tertinggal dibandingkan wilayah lain di Alam Semesta dalam hal perluasan, dan pada suatu saat wilayah-wilayah tersebut berhenti berkembang sama sekali. Area materi yang terisolasi, biasanya, memiliki massa yang sangat besar: rata-rata 10 15 -10 16 massa matahari. Massa ini mulai terkompresi di bawah pengaruh gravitasi, dan ini terjadi dengan cara yang sangat aneh - secara anisotropis. Mula-mula benda aslinya berbentuk kubus, kemudian dikompres menjadi piring - “pancake”. Awalnya terisolasi satu sama lain, “panekuk” pipih segera tumbuh menjadi lapisan padat. Lapisan-lapisan ini berpotongan, dan dalam proses interaksinya, struktur jaring seluler terbentuk, di mana “pancake” berfungsi sebagai dinding rongga besar. “Pancake” yang terpisah adalah superkluster galaksi dan memiliki bentuk pipih. Gumpalan primer ini, yang terus dikompres, menjadi simetris berbentuk bola. Selain itu, di dalam diri mereka sendiri, mereka secara bersamaan terpecah menjadi bintang-bintang.

Ada pendapat mengapa galaksi spiral lebih umum (sekitar 80%) dibandingkan galaksi jenis lain (elips dan tidak beraturan). Ada kemungkinan galaksi spiral terbentuk sebagai hasil penggabungan protogalaksi menjadi gugusan. Pertama, sebuah objek yang bentuknya tidak beraturan terbentuk, kemudian setelah beberapa ratus juta tahun (tidak terlalu banyak menurut standar kosmik), ketidakteraturan tersebut dihaluskan, dan sebuah galaksi elips masif pun terbentuk. Lambat laun, akibat rotasi galaksi tersebut, struktur berbentuk cakram dapat terbentuk, yang lama kelamaan akan tampak seperti galaksi spiral. Pandangan ini diperkuat dengan adanya galaksi tipe transisi yang menempati posisi perantara antara galaksi spiral dan elips.

Ada juga anggapan mengapa dalam gugus galaksi terdapat satu galaksi raksasa, dan sisanya kecil. Dipercaya bahwa pada awalnya galaksi raksasa itu hanya berukuran sedikit lebih besar dibandingkan galaksi tetangganya. Namun saat galaksi berputar menuju pusat gugus, ia menelan sistem-sistem yang lebih kecil.

Hipotesis telah diajukan untuk menjelaskan rotasi galaksi. Saat ini diyakini bahwa pada tahap awal evolusi, protogalaksi jauh lebih besar daripada sekarang. Selain itu, perluasan kosmologis tidak sempat membubarkan mereka berjauhan, sehingga timbul gaya gravitasi yang signifikan di antara mereka. Gaya-gaya tersebut berupa interaksi pasang surut yang menyebabkan rotasi galaksi.

Galaksi ada dalam bentuk kelompok (beberapa galaksi), gugus (ratusan galaksi), dan awan gugus (ribuan galaksi). Galaksi tunggal sangat jarang ditemukan di alam semesta. Jarak rata-rata antar galaksi dalam kelompok dan cluster adalah 10-20 kali lebih besar dibandingkan ukuran galaksi terbesar. Galaksi raksasa berukuran hingga 18 juta tahun cahaya. Galaksi terjauh yang diamati saat ini terletak pada jarak 10 miliar tahun cahaya. Cahaya dari bintang-bintang ini membutuhkan jutaan tahun untuk mencapai kita, jadi kita melihatnya seperti beberapa tahun cahaya yang lalu. Ruang antar galaksi dipenuhi gas, debu, dan berbagai jenis radiasi. Zat utama penyusun gas antarbintang adalah hidrogen, disusul helium. Perlu dicatat bahwa hidrogen dan helium adalah zat yang paling umum tidak hanya di ruang antarbintang, tetapi juga di alam semesta secara umum.

Galaksi kita - Bima Sakti - berbentuk piringan dengan tonjolan di tengahnya - inti tempat lengan spiral memanjang. Ketebalannya 1,5 ribu tahun cahaya, dan diameternya 100 ribu tahun cahaya. Usia Galaksi kita sekitar 15 miliar tahun. Ia berputar dengan cara yang agak rumit: sebagian besar materi galaksinya berputar secara berbeda, seperti planet-planet yang berputar mengelilingi Matahari, tanpa memperhatikan orbit di mana benda-benda kosmik lain yang cukup jauh bergerak, dan kecepatan rotasi benda-benda ini berkurang. dengan meningkatnya jarak mereka dari pusat. Bagian lain dari piringan galaksi kita berputar dengan mantap, seperti piringan musik yang berputar pada pemutar rekaman. Di bagian piringan galaksi ini, kecepatan sudut rotasinya sama untuk setiap titik. Matahari kita terletak di wilayah Galaksi yang kecepatan rotasi benda padat dan diferensialnya sama. Tempat ini disebut lingkaran corotation. Ini menciptakan kondisi khusus, tenang dan stasioner untuk proses pembentukan bintang.

Bintang lahir dari materi kosmik sebagai hasil kondensasinya di bawah pengaruh gaya gravitasi, magnet, dan lainnya. Di bawah pengaruh gaya gravitasi universal, bola padat terbentuk dari awan gas - protobintang, yang evolusinya melewati tiga tahap.

Tahap pertama evolusi terkait dengan pemisahan dan pemadatan materi kosmik. Kedua mewakili kompresi cepat protobintang. Pada titik tertentu, tekanan gas di dalam protobintang meningkat, yang memperlambat proses kompresinya, namun suhu di bagian dalam masih belum mencukupi untuk memulai reaksi termonuklir. Pada tahap ketiga protobintang terus berkontraksi dan suhunya meningkat, menyebabkan timbulnya reaksi termonuklir. Tekanan gas yang mengalir keluar bintang diseimbangkan oleh gaya gravitasi, dan bola gas berhenti berkontraksi. Objek keseimbangan terbentuk - sebuah bintang. Bintang seperti itu adalah sistem yang mengatur dirinya sendiri. Jika suhu di dalam tidak meningkat, bintang akan mengembang. Pada gilirannya, pendinginan bintang menyebabkan kompresi dan pemanasan berikutnya, dan reaksi nuklir di dalamnya semakin cepat. Dengan demikian, keseimbangan suhu dipulihkan. Proses transformasi protobintang menjadi bintang berlangsung selama jutaan tahun, waktu yang relatif singkat dalam skala kosmik.

Kelahiran bintang di galaksi terjadi terus menerus. Proses ini juga mengkompensasi kematian bintang yang terus terjadi. Oleh karena itu, galaksi terdiri dari bintang-bintang tua dan muda. Bintang-bintang tertua terkonsentrasi di gugus bola, umurnya sebanding dengan umur galaksi. Bintang-bintang ini terbentuk ketika awan proto-galaksi pecah menjadi gumpalan-gumpalan yang semakin kecil. Bintang-bintang muda (berusia sekitar 100 ribu tahun) ada karena energi kompresi gravitasi, yang memanaskan wilayah tengah bintang hingga suhu 10-15 juta K dan “memicu” reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium. Reaksi termonuklir inilah yang menjadi sumber cahaya bintang itu sendiri.

Yang sangat penting untuk karakteristik bintang adalah Diagram Hertzsprung-Russell, yang menunjukkan hubungan antara magnitudo absolut, luminositas, kelas spektral, dan suhu permukaan bintang. Oleh karena itu, diagram dapat digunakan untuk mengklasifikasikan bintang dan mengilustrasikan gagasan tentang evolusi bintang.

Diagram memungkinkan (walaupun tidak terlalu akurat) untuk menemukan nilai absolut berdasarkan tipe spektral - terutama untuk tipe spektral O-F. Untuk kelas selanjutnya, hal ini diperumit oleh kebutuhan untuk memilih antara raksasa dan kurcaci. Namun, perbedaan tertentu dalam intensitas beberapa garis memungkinkan kita untuk membuat pilihan ini dengan percaya diri. Sekitar 90% bintang berada di deret utama. Luminositasnya disebabkan oleh reaksi nuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium. Ada juga beberapa cabang bintang raksasa yang berevolusi tempat helium dan unsur-unsur berat terbakar. Di kiri bawah diagram terdapat katai putih yang telah berevolusi sepenuhnya.

Sejak reaksi termonuklir dimulai, mengubah hidrogen menjadi helium, bintang seperti Matahari kita berubah menjadi apa yang disebut urutan utama diagram , sesuai dengan karakteristik bintang yang akan berubah seiring waktu: luminositas, suhu, radius, komposisi kimia, dan massanya. Setelah hidrogen terbakar, inti helium terbentuk di zona tengah bintang. Reaksi termonuklir hidrogen terus terjadi, tetapi hanya pada lapisan tipis dekat permukaan inti ini. Reaksi nuklir berpindah ke pinggiran bintang. Inti yang terbakar mulai menyusut, dan kulit terluar mulai mengembang. Cangkangnya membengkak hingga ukuran kolosal, suhu luar menjadi rendah, dan bintang menjadi gelap panggung raksasa merah. Mulai saat ini, sang bintang memasuki tahap akhir hidupnya. Matahari kita memperkirakan hal ini akan terjadi dalam waktu sekitar 8 miliar tahun. Pada saat yang sama, ukurannya akan bertambah hingga mencapai orbit Merkurius, dan mungkin bahkan hingga ke orbit Bumi, sehingga tidak ada yang tersisa dari planet kebumian (atau batuan yang meleleh akan tetap ada).

Raksasa merah dicirikan oleh suhu luar yang rendah tetapi suhu dalam yang sangat tinggi. Pada saat yang sama, inti yang semakin berat terlibat dalam proses termonuklir, yang mengarah pada sintesis unsur-unsur kimia dan hilangnya materi secara terus-menerus oleh raksasa merah, yang terlempar ke ruang antarbintang. Jadi, hanya dalam satu tahun, Matahari, yang berada dalam tahap raksasa merah, bisa kehilangan sepersejuta beratnya. Hanya dalam sepuluh hingga seratus ribu tahun, hanya inti helium pusat yang tersisa dari raksasa merah, dan bintang pun menjadi katai putih. Dengan demikian, katai putih matang di dalam raksasa merah, dan kemudian melepaskan sisa-sisa cangkangnya, lapisan permukaannya, yang membentuk nebula planet yang mengelilingi bintang.

Katai putih berukuran kecil - diameternya bahkan lebih kecil dari diameter Bumi, meski massanya sebanding dengan Matahari. Massa jenis bintang semacam itu miliaran kali lebih besar daripada massa jenis air. Satu sentimeter kubik zatnya memiliki berat lebih dari satu ton. Meskipun demikian, zat ini adalah gas, meskipun kepadatannya sangat besar. Zat penyusun katai putih adalah gas terionisasi sangat padat yang terdiri dari inti atom dan elektron individu.

Pada katai putih, reaksi termonuklir praktis tidak terjadi; reaksi tersebut hanya mungkin terjadi di atmosfer bintang-bintang ini, tempat hidrogen masuk dari medium antarbintang. Pada dasarnya, bintang-bintang ini bersinar karena cadangan energi panasnya yang sangat besar. Waktu pendinginannya ratusan juta tahun. Secara bertahap, katai putih mendingin, warnanya berubah dari putih menjadi kuning, lalu menjadi merah. Akhirnya dia berubah menjadi katai hitam- bintang kecil yang mati, dingin, seukuran bola dunia yang tidak dapat dilihat dari sistem planet lain.

Bintang yang lebih masif berkembang dengan cara yang agak berbeda. Mereka hidup hanya beberapa puluh juta tahun. Hidrogen terbakar dengan sangat cepat dan berubah menjadi raksasa merah hanya dalam 2,5 juta tahun. Pada saat yang sama, suhu di inti heliumnya meningkat hingga beberapa ratus juta derajat. Suhu ini memungkinkan terjadinya reaksi siklus karbon (fusi inti helium, yang mengarah pada pembentukan karbon). Inti karbon, pada gilirannya, dapat menempel pada inti helium lain dan membentuk inti oksigen, neon, dll. sampai ke silikon. Inti bintang yang terbakar berkontraksi, dan suhu di dalamnya meningkat hingga 3-10 miliar derajat. Dalam kondisi seperti itu, reaksi kombinasi berlanjut hingga terbentuknya inti besi - unsur kimia paling stabil di seluruh rangkaian. Unsur kimia yang lebih berat - dari besi hingga bismut - juga terbentuk di kedalaman raksasa merah, dalam proses penangkapan neutron secara perlahan. Dalam hal ini, energi tidak dilepaskan, seperti dalam reaksi termonuklir, namun sebaliknya, diserap. Akibatnya, kompresi bintang semakin cepat.

Pembentukan inti terberat, yang menutup tabel periodik, mungkin terjadi pada cangkang bintang yang meledak, selama transformasinya menjadi nova atau supernova, yang menjadi ciri beberapa raksasa merah. Pada bintang yang terak, kesetimbangannya terganggu; gas elektron tidak lagi mampu menahan tekanan gas nuklir. Yang akan datang runtuh- kompresi bintang yang sangat dahsyat, ia “meledak ke dalam”. Tetapi jika gaya tolak menolak partikel atau alasan lain masih menghentikan keruntuhan ini, ledakan dahsyat akan terjadi - kilatan cahaya supernova. Pada saat yang sama, tidak hanya cangkang bintang, tetapi juga hingga 90% massanya terlempar ke ruang sekitarnya, yang mengarah pada pembentukan nebula gas. Pada saat yang sama, luminositas bintang meningkat miliaran kali lipat. Jadi, ledakan supernova tercatat pada tahun 1054. Dalam kronik Tiongkok tercatat terlihat pada siang hari, seperti Venus, selama 23 hari. Saat ini, para astronom telah menemukan bahwa supernova ini meninggalkan Nebula Kepiting, yang merupakan sumber emisi radio yang kuat.

Ledakan supernova disertai dengan pelepasan energi dalam jumlah yang sangat besar. Dalam hal ini, sinar kosmik dihasilkan, yang sangat meningkatkan radiasi latar alami dan dosis normal radiasi kosmik. Jadi, ahli astrofisika telah menghitung bahwa kira-kira setiap 10 juta tahun sekali, supernova meletus di dekat Matahari, meningkatkan latar belakang alam sebanyak 7 ribu kali lipat. Selama ledakan supernova, seluruh kulit terluar bintang terlepas bersama dengan “terak” yang terakumulasi di dalamnya - unsur kimia, hasil nukleosintesis. Oleh karena itu, medium antarbintang dengan relatif cepat memperoleh semua unsur kimia yang diketahui lebih berat daripada helium. Bintang-bintang generasi berikutnya, termasuk Matahari, sejak awal mengandung campuran unsur-unsur berat dalam komposisinya dan dalam komposisi awan gas dan debu yang mengelilinginya.

Meskipun kemunculan struktur berskala besar di Alam Semesta menyebabkan terbentuknya banyak jenis galaksi dan bintang, di antaranya terdapat objek-objek yang benar-benar unik, kemunculan bintang-bintang raksasa merah sangatlah penting dari sudut pandang evolusi selanjutnya. dari Alam Semesta. Di bintang-bintang inilah sebagian besar unsur tabel periodik muncul selama proses nukleosintesis bintang. Hal ini membuka kemungkinan terjadinya komplikasi baru terhadap zat tersebut. Pertama-tama, muncul kemungkinan terbentuknya planet-planet dan munculnya kehidupan dan, mungkin, kecerdasan pada beberapa di antaranya. Oleh karena itu, pembentukan planet menjadi tahap selanjutnya dalam evolusi Alam Semesta.

Sejarah kosmologi

Bentuk awal kosmologi adalah mitos agama tentang penciptaan (kosmogoni) dan kehancuran (eskatologi) dunia yang ada.

Cina

Renaisans

Munculnya kosmologi modern

Munculnya kosmologi modern dikaitkan dengan perkembangan teori relativitas umum (GR) dan fisika partikel Einstein pada abad ke-20. Einstein menerbitkan studi pertama tentang topik ini, berdasarkan relativitas umum, pada tahun 1917 dengan judul “Pertimbangan kosmologis untuk teori relativitas umum.” Di dalamnya ia memperkenalkan 3 asumsi: Alam Semesta itu homogen, isotropik, dan stasioner. Untuk memenuhi persyaratan terakhir ini, Einstein memperkenalkan “istilah kosmologis” tambahan ke dalam persamaan medan gravitasi. Solusi yang diperolehnya berarti Alam Semesta mempunyai volume yang terbatas (tertutup) dan kelengkungan positif.

Lihat juga

Catatan

Literatur

Bakina V.I. Ajaran kosmologis Heraclitus dari Ephesus // Buletin Universitas Moskow. Ser.7. Filsafat.. 1998. No. 4. P.42-55.
Bakina V.I. uang saku. M., Penerbitan Mosk. batalkan. 1999.−104 hal.
Weinberg S. Tiga menit pertama: pandangan modern tentang asal usul Alam Semesta. - Izhevsk: Pusat Penelitian “Dinamika Reguler dan Chaotic”, 2000, 272 hal. ISBN 5-93972-013-7
Gavryushin N.K. Kosmologi Bizantium pada abad ke-11 // Studi sejarah dan astronomi. - M.: “Ilmu”, 1983. Edisi XVI. Hlm.325-338.
Gavryushin N.K.Risalah kosmologis abad ke-15 sebagai monumen ilmu pengetahuan alam Rusia kuno // Monumen ilmu pengetahuan dan teknologi. 1981. M.: Nauka, 1981, hlm.183-197.
Lauren Graham Bab XII Kosmologi dan Kosmogoni dari buku Sejarah Alam, Filsafat dan Ilmu Perilaku Manusia di Uni Soviet
Zhitomirsky S.V. Hipotesis heliosentris Aristarchus dari Samos dan kosmologi kuno. // Penelitian sejarah dan astronomi. M., 1986. Edisi. 18. hal.151-160.
Idlis G. M. Revolusi dalam astronomi, fisika dan kosmologi. M., 1985.-232 hal.
Koyre A. Dari dunia tertutup ke alam semesta tanpa batas: Trans. dari bahasa Inggris Seri: Sigma. 2001.
Karya kosmologis dalam literatur buku Rus Kuno. Bagian II: Teks nyamuk-pesawat dan tradisi kosmologis lainnya" // Seri "Monumen Pemikiran Rusia Kuno". Edisi IV (2) / Editor yang bertanggung jawab: V.V. Milkov, S.M. Polyansky. St. Petersburg: Publishing House . House "Mir ", 2008 (640 hal. (50B7 al.).
Lebedev A.V. Thales dan Xenophanes (Fiksasi paling kuno dari kosmologi Thales) // Filsafat kuno dalam interpretasi para filsuf borjuis. M., 1981.
Lupandin I.V. Kosmologi Aristotelian dan Thomas Aquinas // Pertanyaan tentang sejarah ilmu pengetahuan dan teknologi alam. 1989. Nomor 2. Hal.64-73.
Makeev V. A. Kosmografi filosofis kuno dalam budaya modern negara-negara Timur. -M.: RUDN, 1993
Mochalova I. N. Tentang dua tradisi kosmologis di Akademi Awal // Buletin Universitas Negeri Leningrad dinamai A. S. Pushkin (seri filsafat). 2007.- Nomor 3 (6).- Hal.26-34.
Nagirner D.I.Elemen kosmologi. - St.Petersburg: Rumah Penerbitan Universitas Negeri St.Petersburg, 2001.
Pavlenko A. N. Kosmologi modern: masalah pembenaran // Astronomi dan gambaran ilmiah dunia. M.IFRAN, 1996;
Pavlenko A. N. Kosmologi Eropa: landasan pergantian epistemologis, M. - INTRADA, 1997;
Sazhin M.V. Kosmologi modern dalam presentasi populer. URSS. 2002. 240 detik
Semushkin A.V. Kultus ruang spekulatif dalam filsafat Yunani awal // Agama di dunia yang sedang berubah. - M.: Penerbitan RUDN, 1994. - Hal.27-39.
Tursunov A. Filsafat dan kosmologi modern. M., 1977.
M. L. Filchenkov, S. V. Kopylov, V. S. Evdokimov Kursus fisika umum: bab tambahan.
Frolov B. Nomor dalam kosmologi kuno // Astronomi masyarakat kuno. M., 2002.P.61-68.
Chernin A.D. Bintang dan fisika. Edisi 2. URSS. 2004.176 hal.
P. Barker, Copernicus, the orbs, and the equant, Pierre Duhem: sejarawan dan filsuf sains I, Synthese 83 (2) (1990), 317-323. 01A40.
C. Bonneau, S. Brunier. Suatu hal yang menantang ruang dan waktu. Sains & Vie, no.1072, Janvier 2007, hal. 43
David J. Furley, Teori Yunani tentang Alam Semesta Tanpa Batas, Jurnal Sejarah Ide, Vol. 42, Tidak. 4 (Oktober - Desember 1981), hal. 571–585.
Gatti H. Giordano Bruno dan Sains Renaisans, Cornell University Press, 1999.
Gombrich, R. F. "Kosmologi India Kuno." Dalam Kosmologi Kuno, diedit oleh Carmen Blacker dan Michael Loewe, 110-142. London: Allen dan Unwin, 1975.
Granada, Miguel A. Kepler dan Bruno tentang Ketidakterbatasan Alam Semesta dan Tata Surya, Jurnal Sejarah Astronomi, Vol. 39, Tidak. 4, hal. 469-495
Grant E., “Konsep Abad Pertengahan dan Abad Ketujuh Belas tentang Ruang Kekosongan Tak Terbatas di Luar Kosmos.” Isis, jilid. 60, bagian 1, tidak. 201 (1969), 39-60.
Grant E., Planet, Bintang, dan Bola: Kosmos Abad Pertengahan, 1200-1687, Cambridge: Cambridge Univ. PR., 1994.
Henderson, John B. Perkembangan dan Kemunduran Kosmologi Tiongkok. Seri Studi Neo-Konfusianisme. New York: Columbia University Press, 1984.-->
McColley G., Doktrin pluralitas dunia abad ketujuh belas, Annals of Science 1, 1936, hal. 385–430.
Sircar D.S. Kosmografi dan Kosmologi dalam Sastra India Awal. Kalkuta, 1976 (edisi ke-1: Kalkuta,1967)
Garis waktu kosmologi: http://en.wikipedia.org/wiki/Timeline_of_cosmology

Tautan

Situs web tentang kosmologi modern. Diarsipkan dari versi asli tanggal 22 Agustus 2011.
Kosmologi. Diarsipkan
Tutorial Kosmologi Ned Wright.

Bagian utama

Akustik umum (fisik) Akustik geometris Psikoakustik Bioakustik Elektroakustik Hidroakustik Akustik ultrasonik Akustik kuantum (akustoelektronik) Fonetik akustik (Akustik ucapan)
Akustik terapan	Akustik arsitektur (Akustik bangunan) Aeroakustik Akustik musik Akustik transportasi Akustik medis Akustik digital
Petunjuk terkait	Akusto-optik

Fisika terapan

Fisika plasma Fisika atmosfer Fisika laser Fisika akselerator

Ilmu terkait