Астрономија

Можемо ли видети Велики прасак ако погледамо довољно далеко?

Можемо ли видети Велики прасак ако погледамо довољно далеко?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Свемир који се посматра непрестано се шири како до нас долази више светлости од Великог праска. Ова светлост путује милијардама година, тако да гледамо у универзум какав је био пре неколико милијарди година. Кад се ово каже, да ли би било могуће гледати Велики прасак на делу гледајући дубоко у универзум?


Не. Најдаље што видимо је космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ). Рано (после Великог праска) материја је била у потпуности јонизована и електрони су често ступали у интеракцију са фотонима. То има две последице. Прво, радило се о црнцу на истој температури као и материја. Друго, свемир је био непрозиран, тј. Фотони нису могли да путују јако далеко. Због експлозивног ширења свемира, температура се све време смањивала док се на крају нису створили атоми. Ово се назива епоха поновног комбиновања, мада "ре" нема пуно смисла. У том тренутку свемир је изненада постао провидан и од тада можемо видети највише зрачења. Посебно је поље зрачења из епохе рекомбинације црвено померено и чини нам се као ЦМБ.

Уредити Да одговорим на спекулације у коментарима шта ако свемир није непрозиран. Па, све што бисмо могли да урадимо је да се неко (скоро) изотропно поље зрачења емитује врло рано (а црвено померено космичким ширењем од Великог праска). ЦМБ је управо то, али емитује се при црвеном помаку $ з сим $ 1000 (епоха поновне комбинације), а не већи $ з $.


Како да знамо да се Велики прасак заправо догодио?

Људи говоре о свемиру који започиње Великим праском, али како бисмо уопште могли знати нешто о догађају који се догодио пре милијардама година - пре него што је наша планета уопште била формирана?

Чак и ако је рођење свемира настало из најнасилније експанзије, да ли би онда могло бити могуће да докази о Великом праску одјекују и данас?

Толика је била сила тог ширења да можда постоје докази о тој огромној енергији коју још увек можемо открити.

Како светлости требају милиони година да пређе огромне даљине универзума, гледање у свемир помало личи на поглед у прошлост. Да ли би нам то могло рећи какав је био свемир непосредно после Великог праска?

Посматрајући како се галаксије удаљавају од нас, могли бисмо да утврдимо одакле су дошле. Да ли би нам то могло рећи да је све почело из једне тачке? Па да ли је могуће знати да ли се Велики прасак заиста догодио?


Тамна материја и велики прасак

Цхрис - Вечерас нам се придружио Герри Гилморе који је заменик директора Института за астрономију на Универзитету Цамбридге. Здраво Герри! Хвала вам што сте ушли.

Цхрис - Морам да поздравим све који слушају радио Еуропе, РЕМ ФМ. То значи да су једно од места које емитујемо Канарска острва и то је место на којем обављате мноштво својих запажања, јер тамо имате телескопе.

Герри - Да, тако је. Велика Британија, Шпанија и разне друге земље имају заиста велике опсерваторије на врху Канарских острва. То су лепа сува сунчана места.

Цхрис - Сада Герри, ваше интересовање је очигледно за свемирску науку, али можемо ли да вратимо сат уназад пре око 14 милијарди година у време када је Универзум тек почињао. Можете ли нас некако оријентисати? Шта је био Велики прасак? Сви разговарамо о томе, али шта је заправо то било?

Герри - У врло стварном смислу, то је био почетак. Немогуће је рећи шта је било пре, јер пре почетка није било ништа. Наше тренутно разумевање концепата је да човек нема баш ништа. И ништа није мало попут броја нула. Можете сматрати да се број нула налази на дну свих бројева и одбројавате један, два, три докле идете. Али такође је на врху свих негативних бројева, минус један, минус два, минус три и тако даље. И тако имати ништа, имати нулу, заправо није исто што и немати баш ништа. Када имате само усисавач, само енергију, заправо имате заиста напету равнотежу између свих позитивних и свих негативних. А повремено, кад имате толико напетости која вуче саму себе, негде или негде добијете малу неравнотежу. И једна од оних малих неравнотежа које се случајно догоде, када постане довољно неуравнотежена, доводи до нечега. И то нешто постаје универзум. И то нешто ствара простор, а ствара време. И тако универзум, простор и време, једноставно настају из буквално ничега.

Крис - Зар људи нису својевремено рекли да је проучавање свемира антирелигија? Покушали су да тврде да је ово покушавало да обрука на напоре Бога и Стварања. Само кажем то зато што је Гилиан у Вилбуртону рекао "постоји ли начин да се велики прасак повеже са Богом и религијом? Можемо ли рећи да је ово можда тренутак Стварања?" Јер можемо буквално да одредимо време када се догодио Велики прасак, зар не?

Герри - Да, време које заправо тачно знамо. У могућности смо да га меримо све тачније како експерименти постају бољи. Дакле, да, готово тачно знамо када је свемир први пут постојао. Морате бити мало опрезни да бисте назвали то Стварање, реч „Стварање“ се у физици користи мало другачије него у неким другим предметима, а да ли је повезана са неким узроком, наравно је једно од великих питања физике. И то је основна разлика између физичког објашњења свемира и верског објашњења свемира.

Цхрис - Сад кад кажете да знате тачно када се то догодило, како да тачно знамо када се догодио велики прасак? Како можемо поставити временску тачку на то?

Герри - Па, оно што данас видимо је да се универзум шири, све је већи и већи. И тако можемо једноставно мерити ту брзину ширења, заправо можемо је мерити директно све до времена када је свемир био стар само око 270.000 година. Имамо прилично тачна мерења све до тада. И врло је лако онда екстраполирати последње мало, последњих четврт милиона година, и тако из тога заправо можемо мерити директно. То је зато што постоји посебна ствар у вези са астрономијом, која је потпуно за разлику од биологије или било ког другог предмета. Када гледамо на универзум, јер светлост путује коначном брзином, оно што заправо радимо је освртање у прошлост. Дакле, када погледате сунце, видите сунце какво је било пре седам или осам минута, или који год број био. Када погледате према звездама које су удаљене светлосне године, ми их видимо као и пре неколико година. Када се осврнемо на најраније галаксије, видимо их као пре 10, 12 милијарди година. Дакле, светлост их је оставила, то је попут видео слике која долази кроз свемир према нама, а коју управо данас видимо. И тако у стварном смислу не знамо какве су те ствари сада. Али ми тачно знамо какви су били пре 12 или 13 милијарди година. Тако да нам је врло лако да меримо прошлост. Једноставно је невероватно тешко вам рећи о томе сада.

Цхрис - Па како знаш да се свемир шири? Шта гледате да бисте сазнали те трагове?

Герри - Све што треба да урадите је да измерите удаљеност и удаљеност је наравно тешка, али постоје неки објекти чија је осветљеност позната. И тако их називамо стандардним свећама. То су одређене врсте звезда или звезда која експлодира, или врсте галаксија или било шта друго. А када видите нешто за шта знате колико је заиста светло и мерите колико вам се чини, можете врло лако утврдити колико је далеко. То је само стари обрнути квадратни закон. И тако је то најважнија ствар космологије. Мериш ствари за које знаш колико су заиста светле, мериш колико нам се чине светлим и вежбаш колико су далеке. И меримо њихов доплерски помак. Меримо колико се брзо одмичу од нас. И тако експериментално видимо да се, како гледамо све даље и даље, ствари крећу све брже и брже. И то је дефиниција проширења.

Цхрис - Па шта је заправо покретач ширења? Очигледно је дошло до велике експлозије Великог праска, али нешто се мора наставити 14 милијарди година касније, да би се те ствари одгурнуле. Ста то ради

Герри - Па то је заправо нетривијално питање. За почетак, свемир је имао само довољно енергије из праска. "Банг" је термин који је изумео Фред Хоиле овде у Цамбридгеу. Био је то прилично погрдан израз, али испоставило се да је тачнији него што је мислио. Заиста је била експлозија. А енергија те експлозије управо је избацила простор врло великом брзином. Полако се успорава под сопственом тежином која га је вукла назад. И то би у принципу и даље успоравало и успоравало.

Цхрис - Па расте ли брзином светлости? Или брже?

Герри - То је још једно помало нетривијално питање. Да, одговор је. Спољни делови универзума увек расту брзином светлости. Али тамо треба бити опрезан јер постоје две врсте универзума. Једно је свемир који можемо видети. Свемир који се може уочити, ствари о којима знамо. А то дефинитивно расте брзином светлости. Али постоји и било шта друго што би могло бити вани, а то је изван наших хоризоната. И зато треба бити мало опрезан. Људи имају тенденцију да мешају та два појма, као и већина мојих колега, морам рећи. И ја, прилично често. Али свемир се шири. А његове спољне границе, делови које можемо да посматрамо, шире се брзином светлости. Али део локалног простора се шири много спорије од тога.

Цхрис - Шта заправо гура то? Због чега је то учињено?

Герри - Оно што би требало да ради је само полако успоравање. Инерција је управо оно што је остало од праска.

Цхрис - Али рекао си да се убрзава.

Герри - Да, тако је. То не ради, што је постало очигледно пре око 5 година. Било је наговештаја пре деценију, али то је постало јасно тек пре 5 година. И то је било врло тачно утврђено пре само отприлике 3 месеца. Универзум се заправо убрзава. Не знамо шта је физички узрок томе. Оно што ми знамо је процес. Постоји нешто што се понекад назива тамном енергијом. То је посебно бескорисна ознака, она је само позната непознаница у здравом смислу појма. Али постоји неко својствено својство просторног времена, које делује као притисак. И раздваја сам простор-време. Дакле, то није сила у једноставном смислу речи, то је као притисак.

Цхрис - Ипак сам чуо да ако узмете само ону страну једначине, једначина би била прилично неуравнотежена. Универзум би требало да се дува на комаде, тако да нешто делује да негира тај ефекат, опет нешто што не можемо да измеримо. Тамна материја. Па о чему се ту ради?

Герри - Па тамна материја само делимично негира тај ефекат. На основу тренутних бројева, свемир се заправо распарчава. И наставиће да се распарчава док се на крају чак и нешто попут Земље или нас не растргне ширењем свемира. И на крају ћете добити читав универзум који у себи нема ништа осим једне честице. Тако ће универзум постати веома усамљено место. Заиста се разноси на врло смешан начин. Али, у праву си. Много је масе која га успорава и вуче против њега. А у ствари око 10 пута више масе него што бисте претпоставили само гледајући све звезде и галаксије и биологе на свету. И та ствар, ми знамо да је то ствар, али она не сија и зато је називамо тамном материјом.

Цхрис - Постоји ли начин да се то пронађе? Постоји ли начин да се то лако открије? Вероватно не или бисмо је до сада већ пронашли.

Герри - Не, заправо је врло лако открити. Материја има само једно основно својство, а то је да зна за гравитацију. Дакле, материја истовремено генерише и реагује на гравитацију. И то је дефиниција материје. У ствари постоје три друге силе у природи, на које одговарамо и она врста материје од које смо створени. Али тамна материја не реагује вероватно на ниједну од те три. Свакако не реагује на електромагнетну силу која је оно што чини да ствари засијају, и зато га називамо мрачним. Али има материје и у ствари то можемо извагати. То је врло лако пронаћи.


Свемир који се шири

Испоставило се да постоји још једно, вероватно једноставније објашњење које добро поткрепљују многа друга запажања. То је да се читав свемир сам шири! Као што ћу објаснити у наставку, ово ширење не значи само да бисмо требали видети сваку другу галаксију како се удаљава од нас, већ би и посматрачи у другој галаксији видели потпуно исту ствар. У униформисаном универзуму који се шири, сваки посматрач види себе у средишту ширења, а све остало се помера према ван од ње.

Ова изјава чини основу наших тренутних теорија о структури и историји универзума. Проучавање укупне структуре универзума назива се космологија. Теорија која је доминирала космологијом од Хубблове опсервације носи неколико имена, али је најчешће позната као модел великог праска. (Као што ћу објаснити касније, ово име помало обмањује, али због широког прихватања и даље ћу га користити.)

Овај рад описује модел великог праска. Одељак ИИ описује шта значи рећи да се универзум шири, а следећи одељци обрађују нека питања која се најчешће јављају у вези са моделом.

У одељку ИИИ расправљам о томе да ли је свемир бесконачан или коначан. Иако још увек не знамо одговор на ово питање, Ајнштајнова општа теорија релативности предвиђа да коначни универзуми садрже већу густину материје од бесконачне, па бисмо мерењем густине у универзуму у принципу могли да донесемо одлуку . Објаснићу зашто овај метод још увек није функционисао. Завршавам овај одељак описујући шта би за универзум значило да је бесконачан или коначан.

У одељку ИВ говорим о пореклу и историји свемира. Како се свемир шири и галаксије одмичу једна од друге, просечна густина се смањује. Ако екстраполирамо ширење уназад, закључујемо да је било пре отприлике 14 милијарди година када је густина била готово бесконачна. У овом одељку укратко излажем историју универзума од тог доба до данас.

У одељку В настављам причу описујући шта теорија релативности предвиђа да ће се догодити са универзумом у будућности. Две могућности су да ће се универзум наставити да се шири заувек или да ће се на крају успорити и почети стезати. Шта ће се од тога догодити зависи од густине енергије у универзуму и од тога о којој врсти енергије се ради. Описујем те услове и закључујем описивањем ова два сценарија.

Рад је праћен низом фуснота у којима се расправља о другим питањима, укључујући доказе о моделу Великог праска, као и могуће проблеме с њим и предложена решења. Није потребно читати белешке да бисте разумели остатак рада.

ИИ: Свемир који се шири: преглед

Замислите свемир као гумени лим који се протеже. (Ако вам је пријатна визуализација у три димензије, можете замислити да се колач од грожђица шири уместо њега, али у сврху илустрације остаћу при дводимензионалном кућишту.) Замислите сада да постоје сличице заглављене у гуми на различитим тачкама које представљају галаксије . (У аналогији са грожђаним колачима то би биле грожђице.) Како се гума (свемир) растеже (шири), тако се и сличице (галаксије) све више раздвајају. Имајте на уму да још нисам рекао ништа о величини гумене плоче. Колико знамо, можда је бесконачно. (О овој тачки ће бити речи у каснијем одељку.) Оно што мислим када говорим о експанзији је да се гума развлачи, што доводи до повећања растојања између палчица.

Да бисте видели како би ово проширење требало да нам изгледа, замислите посматрача који седи на једној од сличица. Овај посматрач замишља себе како мирује и мери свако кретање у односу на његов тхумбтацк (галаксију). Будући да се растојање између било које две сличице повећава, чиниће му се да се све остале удаљавају од њега. Колико ће брзо изгледати да се помера још један тхумбтацк? То делимично зависи од брзине истезања гуменог лима, тј. Од брзине ширења свемира. Поред тога, очигледна брзина осталих сличица такође зависи од њиховог положаја у односу на посматрача. Чини се да се оближњи сличице одмичу врло споро, док ће се удаљене чинити много брже. Да бисте видели зашто је то тако, претпоставимо да се гумени лим удвостручи у једној секунди.

Колац палца који је започео једном ногом од вас удаљен је два метра, што значи да се чини да се померио за стопало. Његова привидна брзина је, према томе, 1 стопа у секунди. У исто време и тхумбтацк који је започео три метра даље такође завршава двоструко даље (шест стопа), али то значи да се чини да се одмакнуо три пута брзином од првог тхумбтацка (три стопе у секунди). У погледу свемира који се шири, то значи да ће се чини да се не само да се свака галаксија удаљава од нас, већ ће и брзина којом то чини бити пропорционална удаљености од нас. Галаксија удаљена четири милиона светлосних година имаће двоструко већу привидну брзину од галаксије удаљене два милиона светлосних година.

Управо је овај образац приметио Хуббле. Не само да је видео да се све удаљене галаксије одмичу од нас и да се удаљеније брже одмичу, већ је открио да је брзина којом су се удаљавале од нас пропорционална њиховој удаљености од нас. Укратко, његова запажања се тачно подударају са оним што смо управо предвидели за свемир који се шири. Ова пропорционалност је позната као Хуббле-ов закон. 1

Проблем настаје када узмемо у обзир свемир који се шири. Претпоставимо да се све у свемиру удвостручи. Растојања између галаксија би се удвостручила, величина Земље би се удвостручила, величина свих наших метрских штапића би се удвостручила, и тако даље. Посматрачу (који ће такође бити удвостручен) изгледало би као да се уопште ништа није догодило. Па, шта подразумевамо под тим да кажемо да се универзум шири?

Заправо, не расте све како се свемир шири. У примеру гумене плоче, растојање између сличица се повећава, али саме сличице остају исте величине. Слично томе, док се удаљене галаксије ширењем удаљавају једна од друге, мање предмете попут метра, људи и самих галаксија држе заједно силе које спречавају њихово ширење. Дакле, очекујемо да ће милијарде година од сада галаксије и даље бити приближно исте величине као данас, али ће растојања између њих у просеку бити већа.

ИИИ: Бесконачно или Коначно

Верујемо да универзумом управља Ајнштајнова теорија опште релативности, која се између осталог бави питањима као што је укупна структура универзума. Почетком 1920-их Александар Фриедманн показао је да се помоћу две претпоставке (о којима ћу расправљати у наставку), једначине опште релативности могу решити тако да покажу да коначни универзум мора имати већу густину материје и енергије у себи него што би то имао бесконачни универзум. 2 & нбсп Постоји одређена критична густина која одређује укупну структуру универзума. Ако је густина универзума нижа од ове вредности, универзум мора бити бесконачан, док би већа густина указивала на коначан универзум. Ова два случаја називају се отвореним и затвореним универзумом. 3

Критична густина је око 10 -29 г / цм 3, што је еквивалентно око пет атома водоника по кубном метру. 4 & нбсп У поређењу са тим, ово се можда не чини пуно, густина воде је отприлике 1 г / цм 3 или око 500 милијарди милијарди атома водоника по кубном метру. Међутим, живимо у врло густом делу свемира. Већину свемира чини интергалактички простор, за који је веродостојна густина нижа од критичне.

Поред саме теорије релативности, друге Фриедманнове претпоставке у извођењу његових резултата биле су да је универзум свуда био исти („хомогеност“) и да је исти у свим правцима („изотропија“). Наравно да у стварности свемир није свуда исти. Већ сам споменуо да је Земља много густа од свемира. Међутим, ако измерим просечну густину у нашој галаксији, она ће бити приближно једнака просечној густини у другим галаксијама попут ње, а број галаксија по јединици запремине требало би да буде приближно једнак у различитим деловима универзума. Када просечите довољно велике регије, ове претпоставке се поклапају са нашим запажањима. Поједине галаксије се међусобно разликују у неким својим специфичним својствима, али изгледа да се њихова својства у просеку не мењају из једног дела неба у други. Без обзира на то, идеје хомогености и изотропије и даље су претпоставке. Вероватно можемо видети само мали делић универзума и немамо гаранцију да делови које не можемо видети изгледају као делови које можемо. Модел Великог праска претпоставља да ова својства постоје у читавом универзуму и ми ћемо наставити да користимо ту претпоставку током остатка овог рада. (Мој наставак, Беионд тхе Биг Банг: Инфлатион анд тхе Вери Еарли Универсе, укључује кратку расправу о могућности да универзум није хомоген на скалама већим него што можемо видети.)

Дакле, требали бисмо бити у могућности да одговоримо на питање да ли је универзум бесконачан или коначан тако што ћемо измерити густину свега око себе и видети да ли је изнад или испод критичне вредности. То је у принципу тачно, а мерење просечне густине универзума активно је поље истраживања. Проблем је што се показало да је измерена густина врло близу критичне густине. Теорија инфлације, наша најбоља теорија онога што се догодило у делићу секунде након Великог праска, предвиђа да ће стварна густина свемира вероватно бити толико близу критичне густине да можда никада нећемо моћи измерити да ли је горе или доле. Други начин да се то каже је да је, ако је универзум коначан, вероватно толико већи од његовог дела који можемо приметити да нам увек може изгледати бесконачно.

Да резимирамо, једна од претпоставки стандардног модела великог праска је да је универзум више-мање хомоген и свуда исти. Колико видимо, а то су милијарде светлосних година у свим правцима, чини се да је ова претпоставка тачна. Под овом претпоставком општа релативност каже да то да ли је универзум бесконачан или коначан зависи од његове густине. Мерења густине универзума показују да је толико близу критичне густине да не можемо рећи да ли је изнад или испод.

С обзиром на нашу неизвесност у вези са овим питањем, рећи ћу неколико ствари о томе шта би значило ако је универзум бесконачан или коначан и како су те две могућности повезане са идејом да се универзум шири.

Бесконачни универзум је на неки начин лакше замислити од коначног. Пошто би свемир требало да буде све што постоји, чини се интуитивним да би требало да траје заувек. Наравно, бесконачни универзум је немогуће замислити, али можемо доћи до тога шта он значи рекавши да без обзира на то колико далеко идете, увек ће бити више простора и галаксија. Тешко је, међутим, помирити ову слику са идејом да се свемир шири. Ако је већ бесконачно, како се може проширити?

Да бисте видели како, запамтите да под ширењем подразумевамо да се растојање између галаксија повећава. Претпоставимо да тренутно постоји галаксија сваких милион светлосних година или тако некако. После довољно дуго времена ова бесконачна мрежа галаксија ће се раширити тако да постоји галаксија на свака два милиона светлосних година. Укупна величина свемира се није променила & # 151то је још увек бесконачно & # 151 али је запремина простора који садржи било коју одређену групу галаксија порасла јер је раздвајање између галаксија сада веће. 5

Шта је са коначним универзумом? Ова фраза звучи као контрадикција, јер ако се универзум негде завршава, ми бисмо природно желели да знамо шта је било изван њега, а пошто универзум укључује све, оно што је изван те ивице и даље би требало назвати делом универзума. Резолуција овог парадокса је да чак и ако је универзум коначан, он још увек нема ивицу. Ако кренем у једном правцу и одлучим да наставим док не пронађем крај свемира, на крају се нађем тамо где сам и почео. Коначни универзум је периодичан, што значи да ако пређете довољно далеко у било ком смеру, вратите се тамо где сте започели.

Покушај да замислите затворени (коначни) универзум је на неки начин чак и тежи од покушаја да замислите отворени (бесконачни) универзум, јер је лако себе завести. На пример, људи често упоређују дводимензионални затворени универзум са површином балона. Ова аналогија је корисна јер таква површина има својство да је периодична у свим правцима и лако је замислити ширење таквог универзума замишљајући да је балон дигнут у ваздух. У ствари, ова аналогија је попут аналогије гуменог лима коју сам раније користио, осим што је сада лист умотан тако да формира куглу. Проблем је што ова слика одмах доводи до питања шта је у балону.

Ово питање долази од превише буквалног схватања аналогије. Ништа у општој релативности не каже да би дводимензионални затворени универзум морао постојати као сфера унутар тродимензионалног простора, теорија само каже да би такав универзум имао одређена својства (нпр. Периодичност) заједничка са таквом сфером. Из тог разлога мислим да је корисно имати балон на уму као прикладну аналогију, али на крају је најбоље да затворени универзум замислимо као тродимензионални простор са чудним својством да се ствари које одлазе удесно на крају врате опет с лева.

Шта значи ширење у затвореном универзуму? Будући да овај универзум има коначну величину, има смисла говорити о повећању те величине. Претпоставимо опет да сада постоји галаксија сваких милион светлосних година. Претпоставимо такође да бих, ако бих кренуо правом линијом, путовао 100 милијарди светлосних година пре него што бих се вратио тамо одакле сам кренуо, пролазећи око 100.000 галаксија на путу. Ако истим путовањем пређем милијарде година касније, број галаксија се неће променити, али ће се растојања између њих удвостручити, тако да ће укупна удаљеност за кружно путовање сада бити 200 милијарди светлосних година. 6

ИВ: Велики прасак и # 38 Историја свемира

С обзиром на то да универзум расте, неизбежно се поставља питање да ли је ширење започело у неком тренутку у прошлости. Наше тренутне теорије кажу да је проширење имало почетак. Овај одељак говори о томе зашто верујемо у то и шта значи чак и тако рећи. Садржи и кратак преглед историје свемира од тог почетка до данас.

Велики прасак

Пошто сам на овај начин дефинисао тренутак Великог праска & # 151време када су све удаљености између објеката биле нула & # 151Ја нећу говорити о том времену. Тачка бесконачне густине, која је у физици позната као „сингуларност“, нема смисла. Штавише, наше тренутне теорије не предвиђају да се такав тренутак догодио у прошлости. Наше најбоље физичке теорије, укључујући општу релативност и квантну механику, престају да делују када покушавамо да опишемо материју која је готово бескрајно густа. Та реч „скоро“ је важна. Теорије се не распадају једноставно у тренутку сингуларности Великог праска, већ се распадају кратко време након што густина има одређену вредност која се назива Планкова густина.

Планкова густина, која је највећа густина за коју се можемо надати да ћемо је описати помоћу наше тренутне физике, је преко 10 93 г / цм 3, што одговара отприлике 100 милијарди галаксија истиснутих у простор величине атомског језгра. За практично било коју апликацију можемо замислити да је ово ограничење наших теорија потпуно неважно, али то значи да не можемо описати свемир одмах након Великог праска. Можемо само рећи да наш тренутни модел универзума започиње када је густина била негде испод Планцкове густине и не можемо рећи готово ништа о томе какав је свемир био пре тога. Стога за почетно стање узимамо универзум на или мало испод Планцкове густине, а сва питања о тренутку самог Великог праска уклањају се из разматрања.

Да ли је ово полицајац? Свакако је. Физичари нису одустали од разумевања онога што се догодило пре овог времена, али ми признајемо да тренутно немамо теорију која би то могла описати. Многи људи раде на развијању такве теорије, али док се то не догоди, преостаје нам да започнемо свој опис универзума када је густина била велика, али још увек коначна.

Једном када себи наметнемо ово ограничење, наша слика универзума једнако добро функционише за бесконачни или коначни универзум. Ако је универзум коначан, тада је можда био изузетно мали у тренутку када је густина била на планковском нивоу. Ако је свемир бесконачан, тада је такође био бесконачан у то рано време. Густина је била огромна, а растојања између честица су нестајала мала, али та густа маса честица је трајала заувек.

Историја универзума

У тренутку када се густина материје изједначила са Планцковом густином, свемир се састојао од вруће супе од елементарних честица. Кад кажем да је овај медиј био врућ, то значи да су честице у просеку имале врло високе енергије. Не знамо које су врсте честица постојале у том тренутку, јер не можемо репродуковати тако високе густине и температуре у лабораторији. Како се свемир ширио, густина и температура ове смеше су се смањивали и у року од око секунде свемир би се проредио и охладио на приближно највећу густину и температуру коју вештачки можемо створити. У то време су биле присутне све основне физичке честице, попут кваркова, електрона и фотона. Данас се ове честице углавном комбинују у веће јединице као што су атоми, молекули, пингвини итд., Али на изузетно високим температурама раног универзума остале су одвојене. Да се ​​неколико честица спојило у сложенију структуру као што је атом, они би тренутно били растргани у судару са честицама високе енергије које лете свуда.

Након отприлике једне секунде кваркови су се комбинирали у протоне и неутроне. Неколико минута касније протони и неутрони су се удружили у атомска језгра у процесу који се назива нуклеосинтеза. Hundreds of thousands of years later these protons and neutrons combined with electrons to form atoms. This last process is called recombination (despite the fact that particles had presumably never been bound into atoms before).

In the period of recombination the universe was still almost perfectly homogeneous, meaning that the density was the same everywhere. While the density still is the same everywhere when averaged over huge regions of space, it certainly varies locally. The density of the Earth is vastly larger than the density of interstellar space, which is in turn much greater than the density of intergalactic space. In contrast, the difference in density between the most and least dense regions at the time of recombination was about one part in 100,000. Between then and now the clumping of matter into galaxies, stars, etc. took place.

The mechanism by which this clumping occurred is fairly simple, although its details continue to be studied and debated. At the time of recombination the universe consisted of a nearly uniform hot gas with regions very slightly denser than the average and others very slightly less dense. If the density had been exactly the same everywhere then it would have always stayed that way. However, a region slightly denser than the surrounding gas would have a stronger gravitational attraction, and mass would tend to flow into it. This process would make this region even denser, causing it to attract matter even more strongly. In this way the almost uniformly dense universe gradually became less and less uniform, resulting in the dense clumps of matter we see around us now. On a fairly large scale these clumps make up galaxies, and matter that clumped on a smaller scale makes up the stars inside those galaxies. A very small portion formed into smaller objects orbiting around those stars and a small portion of that matter formed into people reading physics papers on the Internet.

V: The End (?) of the Universe

Our view of the future of the universe has changed in the last few decades. The next paragraph is what I wrote when I originally put this paper out in 2000. I've kept it so you can see how much has changed since then. After that I give a more up-to-date description.

So what does this imply about the future of the universe? If most of the gravity in the universe is repulsive then the galaxies will never stop and come back together, regardless of their density. In other words, the idea that a closed universe recollapses and an open one expands forever is only true for a universe dominated by ordinary matter. A universe dominated by dark energy should keep expanding forever. There is an important caveat, however, which is related to the fact that we still don't know what dark energy is. If it someday decays and turns into ordinary matter then the fate of the universe will once again depend on whether it is closed (finite) or open (infinite). In sum, if the universe remains dominated by dark energy forever then it will never stop expanding. If it is open and someday becomes dominated by matter then it will also never stop expanding. But if it is closed and someday becomes dominated by matter, then it will eventually recollapse. So what would each of those scenarios look like?

If the universe expands forever, the clusters of galaxies in it will move farther and farther apart. Eventually each galaxy cluster will be alone in a vast empty space. The stars will burn out their fuel and collapse, leaving nothing but cold rocks behind. Eventually these will disintegrate as well. This whole process will take an unimaginably long time but it will occur eventually, and the universe will thereafter consist of nothing but loosely spread out elementary particles. All of the energy in the universe will then be distributed in a more or less uniform way at some extremely low temperature, and as the universe continues to expand this temperature will fall and the universe will become ever more empty and cold. This scenario is sometimes referred to as the heat death of the universe.

On the other hand, if dark energy decays and the universe has a high enough density, then the galaxies will eventually start moving back towards each other. Once they are close enough together all galaxies and stars will collapse, until at some point the universe will once again consist of nothing but densely packed, highly energetic particles. Eventually all matter will be compressed to the Planck density, the density at which our current theories fail. Lacking a theory for such densities, we cannot predict what will happen then. One possibility is that the universe will bounce back—indeed, perhaps it has been in a cycle of expanding and contracting forever. Then again perhaps the universe will simply annihilate itself and cease to exist. Determining which of these possibilities would occur will require the development of a theory of physics at extremely high densities.

More than any other time in history, mankind faces a crossroads. One path leads to despair and utter hopelessness. The other, to total extinction. Let us pray we have the wisdom to choose correctly.

-Woody Allen

Endnote I: The Evolution of the Critical Density

Endnote II: Evidence for the Big Bang Model

The steady-state models were dealt their death blow with the second great piece of observational evidence for the big bang model, namely, the discovery of the microwave radiation left over from the early universe. Prior to recombination, the universe consisted of a uniform hot mixture of particles. Such a mixture emits a recognizable spectrum of radiation that, if emitted then, should still be around today. Moreover, since that mixture filled the entire universe, that radiation should have been emitted everywhere in all directions, and should thus fill all of space. In 1964 Arno Penzias and Robert Wilson discovered microwaves coming from all directions in the sky, with exactly the spectrum predicted by the theory. (The spectrum of radiation is a description of the intensity of the radiation at different frequencies.) Almost immediately after this discovery, the steady state theories were abandoned and big bang cosmology became nearly universally accepted. 10

Another prediction of the big bang model concerns the relative abundances of certain light elements. According to the model, the universe started with only elementary particles that eventually formed into atomic nuclei. A hydrogen nucleus is simply a single proton, so hydrogen was the first atomic nucleus to appear . Some of the protons eventually combined with other protons and/or neutrons to form other light elements such as deuterium, helium, and lithium. The laws governing nuclear physics are fairly well understood, so physicists have been able to work out the proportions of these different elements that should have been produced. Those proportions closely match what we observe in the universe today.

Endnote III: Problems and Lingering Questions

The success of the big bang model required the assumption that the universe was almost exactly homogeneous (the same everywhere) at early times. If the universe had been slightly less homogeneous initially, it would look very different now, whereas if it had been perfectly homogeneous then structures such as galaxies could never have formed. Another necessary assumption is that the expansion began simultaneously throughout a very large and possibly infinite universe.

The big bang model also requires the density of matter in the early universe to have been extremely close to the critical density. If it had been too high, the universe would have recollapsed before any structure had time to form, while if it had started out too low galaxies could not have formed. I noted in endnote I that over time the universe tends to move away from the critical density. It turns out that if the universe had initially been above or below the critical density by more than one part in 10 55 , life as we know it could not have arisen!

These objections, while they make the theory seem strange, can be dismissed by saying that the universe just happened to start that way. Since the big bang model says nothing about how the universe got here in the first place, we have to assume some initial conditions. We are free to assume that for whatever reason the universe started out in exactly the way it had to in order to produce galaxies, stars, and ultimately you.

There is, however, another class of problems with the big bang model that cannot be explained away so easily. These problems have to do with exotic objects that should have been formed when the universe was extremely hot and dense. Our current theories predict that many different kinds of particles would have been created at those temperatures that could not be created today. Some of them would have decayed by now into normal matter and thus we would not expect to see them now, but others—called relic particles— would be expected to be stable enough to still be present in large quantities and easily detectable. These particles—which I won't describe in detail—include magnetic monopoles, gravitinos, axions, and even stranger beasts such as hedgehogs, cosmic strings, and domain walls. (The last two aren't particles but large objects, but the basic idea is the same.) The fact that we don't see any of them now cannot be explained by the standard big bang model. Moreover, some of these particles, if they had been around at the time of nucleosynthesis, would spoil our successful predictions of the relative abundances of light elements (see endnote II).

Physicists have tried for decades to formulate theories that could eliminate both the questionable assumptions and the problematic particles associated with the standard big bang model. Currently the only plausible candidate is a theory called inflationary cosmology, which is widely accepted by most cosmologists to be a necessary modification of the big bang model. This theory says that there was a period of very rapid expansion in the first fraction of a second after the big bang, or more precisely, after the density fell below the Planck level. The theory of inflation is described in my paper Beyond the Big Bang: Inflation and the Very Early Universe. Here I will simply note that this rapid expansion period would have caused the universe to become almost perfectly homogeneous and almost exactly at the critical density regardless of how it started out. It would also get rid of all unwanted relic particles while still allowing for the creation of the ordinary particles that make up the universe today.

Finally I should mention the last great failing of the big bang model. Even when supplemented by inflation, big bang cosmology cannot explain why the universe is here in the first place. Inflation greatly reduces the number of assumptions you have to make about the origin of the universe. In fact some versions of inflationary cosmology suggest that the universe had no beginning but has existed forever. But whether the universe has existed forever or for only 14 billion years, the question of why it exists at all remains a mystery. Even if we could eventually come up with a set of laws that explained how the universe came into being, as some people are currently trying to do, the mystery of why those laws should exist would remain. That mystery will perhaps remain forever beyond the ability of science to explain.

Footnotes

1. If you know something about the theory of relativity it may occur to you that Hubble's law seems to predict that very distant objects will recede from us faster than light, whereas Einstein's special theory of relativity predicts that nothing can move faster than light. For readers who are familiar with special relativity I can note that an observer in an expanding universe is not in an inertial reference frame, and therefore the laws of special relativity do not apply. They will still be good approximations for measurements of nearby objects, but not for very distant ones. For readers not familiar with special relativity I will simply note that Hubble's law is correct and that the explanation of why this is possible requires more relativity theory than I can explain in this footnote.

2. Actually saying "matter and energy" is redundant, because according to relativity theory matter is just another form of energy, with the amount of energy corresponding to a given mass being given by the famous equation E=mc 2 . So from now on when I say "density of matter" I will be including all other forms of energy, such as electromagnetic radiation.

3. If the density has exactly this critical value then the universe is also infinite, but in this case it is called "flat" rather than "open."

4. Actually the value of the critical density changes with time. For a discussion of this issue see Endnote I

5. This picture of a uniform grid of galaxies is only a rough description. For example, many galaxies clump together in large groups called clusters. These clusters are held together by the mutual gravitational attraction of the galaxies so they don't grow as the universe expands. In such cases it is the distance between clusters of galaxies that grows in the way I've described.

6. The rather fanciful journey I'm suggesting is unrealistic in several ways. First of all I'm assuming that I could travel so quickly that the universe wouldn't grow much while I was making the trip. In fact even a light beam can't travel that fast and nothing can travel faster than a light beam. I also assumed for the purpose of illustration that galaxies wouldn't be created or destroyed in such a long time.

7. I'm being unrealistic when I talk about the distances between galaxies at these early times. Galaxies did not form until many millions of years after the big bang. The very early universe consisted of a dense mass of particles and the expansion of the universe at this time consisted of the distances between these particles increasing.

8. These conclusions about the future of the universe depend on an assumption that the universe is made up of ordinary matter. Recent observations suggest that the universe may instead be largely made up of a poorly understood form of matter that repels rather than attracts—a kind of antigravity. If these observations are confirmed and the universe does contain such matter, then the expansion will continue forever regardless of whether the universe is infinite or finite.

9. Actually this isn't true for nearby galaxies. Having nothing to do with the expansion of the universe, galaxies have their own velocities relative to each other, known as peculiar velocities. For nearby galaxies these peculiar velocities dominate and the galaxies may be moving towards or away from us. For distant galaxies, however, the recession rate due to the expansion of the universe is so great that the peculiar velocity makes no noticeable difference.

10. The discovery of the microwave background radiation by Penzias and Wilson was a remarkable example of serendipity in science. They were doing an unrelated experiment and found that their detectors were picking up a background signal coming from all directions. It wasn't until they discussed this finding with a colleague that they understood the significance of the discovery.


Incredible Technology: How to See the Big Bang

While we may never know all the details of our universe's explosive birth, scientists have been able to piece together quite a bit by studying the ancient light that saturates the cosmos.

The universe burst into existence 13.8 billion years ago in a "Big Bang" that blew space up like a giant balloon. For nearly 400,000 years after that, the universe remained a seething-hot, opaque fog of plasma and energy.

But then, in an epoch known as recombination, the temperature dropped enough to allow the formation of electrically neutral atoms, turning the universe transparent. Photons began to travel freely, and the light we know as the cosmic microwave background (CMB) pervaded the heavens, filled with clues about the first few moments after creation. [Big Bang to Now in 10 Easy Steps]

"As far as we know, that's as far [back] as we can see &mdash we get an image of the universe as it was when it was about 389,000 years old," said John Mather of NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md., senior project scientist for the space agency's James Webb Space Telescope, the successor to the Hubble Space Telescope. Mather and George Smoot won the 2006 Nobel Prize in Physics for their work on NASA's Cosmic Background Explorer satellite mission.

"We believe &mdash although it's not 100 percent proven &mdash that spots that we see in the microwave map from when the universe was 389,000 years old were actually imposed on it when [the universe] was sub-microseconds old," Mather told SPACE.com. "There's an interpretive step there, but it's probably right."

Tiny fluctuations in the map

The CMB, which was first detected in 1964, is strikingly uniform. But COBE discovered in 1992 that it's studded with tiny temperature fluctuations. These variations have since been mapped out more precisely by two other space missions, NASA's Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the European Planck spacecraft.

The hot and cold areas &mdash which differ from their homogeneous surroundings at a level of just 1 part per 100,000 &mdash signify areas featuring different densities.

"You can imagine a cold spot being a gravitational overdensity it's sitting at the bottom of a shallow gravity well," said Al Kogut of NASA Goddard, who has worked on COBE, WMAP and other efforts to map the CMB. [Галерија: Планцк свемирска летелица види реликвије великог праска]

"Light that's coming to us from the bottom of this gravity well has to climb uphill, so it's losing energy," Kogut told SPACE.com. "So the cold spots in the microwave sky are the places where there's extra matter and energy &mdash extra gravitational potential. The hot spots are the voids."

These density fluctuations were the seeds that eventually gave rise to stars, galaxies and all other structure that we observe in the universe today, scientists say.

Massive inflation

Most researchers think the "bang" portion of the Big Bang came during a dramatic and extremely brief period of inflation, which began about 10 to the minus 36 seconds &mdash one trillionth of a trillionth of a trillionth of a second &mdash after the universe's birth.

During inflation, the theory goes, the universe expanded faster than the speed of light, doubling in size perhaps 100 times or more in just a few tiny fractions of a second. (Einstein's theory of special relativity holds that no information or matter can travel faster than light through space, but this rule does not apply to inflation, which was an expansion of space itself.)

"Inflation theory is the idea of going from spontaneous quantum fluctuations to something of macroscopic size," said WMAP principal investigator Charles Bennett, of Johns Hopkins University in Baltimore, Md. (The WMAP spacecraft, which launched in 2001, stopped gathering data in 2010.)

The precision mapping of the CMB performed by COBE, WMAP and Planck has provided strong support for inflation, helping cement its position as the leading explanation of the universe's first few moments.

"Why the cosmic microwave background temperature is the same at different spots in the sky would be a mystery if it was not for inflation saying, well, our whole sky came from this tiny region," Bennett told SPACE.com. "So the idea of inflation helps answer some of these mysteries, and it explains where these fluctuations came from."

Still, the CMB map has yet to reveal a clear "smoking gun" for inflation, Bennett and Kogut said. But they believe that smoking gun may well be there, just waiting to be discovered.

The signature of gravity waves

According to inflation theory, the dramatic expansion of space in the first few moments after the universe's birth would have generated gravity waves, which in turn produced a type of polarization in the CMB known as "B-modes."

Spotting B-modes would thus put inflation on incredibly firm footing, and reveal more details about the process &mdash including, most likely, the energy levels at which it occurred. (Some scientists think these energies were so great that the laws of physics blended together during the inflation period).

This signature has not been detected in the CMB map yet, but that may simply be because it's so faint, researchers say.

"There are a few groups now out searching for these B-modes," Bennett said. "It's sort of the current Holy Grail of the business here."

Bennett and Kogut are among the scientists in the hunt. Bennett is leading the development of an instrument called the Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS), which is currently under construction and could begin operations in Chile's Atacama Desert sometime next year.

Kogut, for his part, is principal investigator of a balloon-borne detector called PIPER (short for Primordial Inflation Polarization Explorer), which he hopes will make its first flight in 2014 or 2015.

Detecting the B-modes is a tough proposition, since it will likely require spotting a pattern that differs from the background by just a few parts per billion. But Kogut and Bennett both expressed optimism that somebody will find the signal, if it does indeed exist at the level predicted by some of the leading inflation models.

"The sensitivity of the instruments has been making steady progress," Kogut said. "In order to see the inflationary signal, we probably need to improve by another factor of three or four."

"But the sensitivity has already, since the first detection [of the CMB], improved by about a factor of 100,000," he added. "So I think it would be unduly pessimistic to say that all this great progress over the last 40 years, almost 50 years, is about to come to a screeching halt right before we discover this new signal that's right on the borderline of what we can and can't detect right now."


Veil of the visible: Seeing beyond the limits of the observational universe

UNIVERSITY PARK, Pa. — All it takes is a look out at the horizon to remind us that there is a limit to what we can see.

Likewise, not everything that’s ever existed in the universe is visible to us. There is a point in the cosmos beyond which, even with our most powerful telescopes, we cannot see. Given that the universe is expanding, and faster all the time, some day (in the very distant future) we won’t even be able to see those stars and galaxies, as they recede to a distance too far for their light to reach us — forever lost beyond the horizon of space. On this scale, though, the limit of our observations is not imposed by the Earth’s curvature, but rather by time and the physics of light.

“If you just think about how far can light have traveled since the beginning, it's not an infinite distance,” said Penn State Associate Professor of Physics Sarah Shandera. “So even if we could see light further back, we can't see information from infinitely far away.”

In fact, there was a time in the history of the cosmos when light couldn’t really travel at all. For the first 400,000-or-so years following the big bang, all of the photons were trapped in an opaque plasma, something like a hot particle soup, until space cooled enough for matter to coalesce, the universe became transparent, and the photons could finally escape. We can see this moment in what’s known as the cosmic microwave background (CMB) — the so-called afterglow of the big bang, the first visible light in the universe, and the farthest point in the cosmos we’re able to observe.

Thanks to data we have from the cosmic microwave background and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

Since the CMB was formed in a process that happened everywhere in the universe at virtually the same time, the entire cosmos is suffused with its light. So — unlike stars and galaxies, which will eventually recede beyond the cosmic horizon — the CMB will never disappear entirely from our view. But it nonetheless constitutes the ultimate limit of our observations. Thanks, though, to data we have from the CMB and other observations of the more-recent early universe, theoretical physicists like Shandera are pushing the boundaries of what we can reasonably infer about our universe’s birth beyond the veil of the visible.

“The early universe is a really interesting and, in some ways, observationally accessible place,” Shandera said. “I like to do theoretical work on what might have happened at those early times, but what I really like most about this is that there is data, and so you can't get too caught up in your magnificent theory, because at some point you have to really connect with the data.”

So what do we really know about the early universe?

“Well, there's the part that we know more for sure,” Shandera explained, “and people have often called this the 'hot big bang' universe. We know that if you go back in time, the universe became hotter and denser and smoother. Gravity hadn't had time to clump things together into galaxies. But we think even before that time something else happened, and the leading idea for what that was is the theory of inflation.”

Proposed in 1981 by Alan Guth, the theory of inflation — in a nutshell — posits that during the first fraction of a second after the big bang, the universe went through a phase of exponential expansion, faster than the speed of light. Almost instantaneously, this expansion stretched tiny, quantum-scale fluctuations across vast distances, creating regions of differing densities — “seeds” that under the force of gravity would eventually form the large-scale structure of stars, galaxies, and clusters we observe today.

“We don't know that for sure,” Shandera said, “but it's our best guess of what we think happened, our very best idea, and it's been tested and pulled every which way. We can’t really know what happened, since that era is beyond the access of our observations.”

With data from observations of the cosmic microwave background through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see.

Inflation does, however, solve certain problems with other theories — including the big bang theory — as well as with astronomers’ observations, particularly those of the cosmic microwave background, which shows the imprint of those aforementioned fluctuations, or seeds, as minute differences in temperature.

“The cosmic microwave background is pretty uniform on very, very large scales,” Shandera explained, “and there's no reason why you would expect not just a similar temperature but also the same pattern of fluctuations at different points in the background. So there are things happening on very large scales that you don't really have a good explanation for unless you posit something else, like inflation, that's the origin of these fluctuations.”

With data from observations of the CMB through to the present-day universe, inflation accurately describes the cosmos we see, and it allows theorists like Shandera to further develop plausible descriptions of the cosmos we can’t see — beyond the CMB.

“In principle, we model a lot of things that happen before that, like the formation of the elements,” Shandera said, “and we're pretty confident that modeling is right, because it's exactly what you'd expect using standard model physics, running everything backwards, and it gives you exactly what you see today. So we're pretty confident that we understand at least some of the physics before the CMB.”

Meanwhile, data from large-scale astronomical surveys like the Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX) could help to further fill in this picture of inflation and the early universe. As it searches for the signature of dark energy, HETDEX will also map the three-dimensional positions of around a million galaxies between 9 million and 11 million light years away and look for patterns in their distribution.

“That pattern,” Shandera explained, “is an imprint of the pattern of quantum fluctuations during inflation, run through to the present day. So by looking at how galaxies are organized or arranged in the universe, you're getting a picture of the initial conditions. And those initial conditions, we think, tell us something about inflation.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

What HETDEX discovers about dark energy may also inform the work of early universe theorists, although Shandera says that connection is more difficult to make. “The dark energy question is, in some ways, a little bit different,” she said, “because we don't know enough yet to know how to connect dark energy to the inflationary era.”

For Shandera it’s all like a cosmic puzzle, fitting theory and data together, to describe what’s otherwise unknowable.

“That there can be these really interesting ways to test theoretical physics with data, I just find that idea to be super fascinating,” she said. “And whatever the answers to these puzzles are, a lot of the observational data that we have, presumably, comes from the early universe. So that’s one of the very few ways we can have any hope of constraining these theories observationally — by understanding cosmological data.”

Editor's note: This story first appeared in the Winter 2021 issue of the Science Journal, the Eberly College of Science magazine.


X-Rays

Thanks to movies and pop culture&rsquos love for X-ray vision, we have been led to believe that X-ray vision will let us see through other people&rsquos clothes &ndash as well as buildings and underground bunkers. The truth is, even if you could see through someone&rsquos clothes using your X-ray vision (which, by the way, you can), it&rsquos only their bones that you would be able to see. X-rays have a very small wavelength and high amounts of energy, which is why they can penetrate a lot of stuff to give that &lsquosee-through&rsquo vision effect.

This is what your hand would look like through X-Ray vision. (Photo Credit : liveostockimages / Shutterstock)

Having X-ray vision would be far less cool than pop culture has led you to believe: you&rsquod see a slightly different-colored sky (the atmosphere has small amounts of X-rays) and you would need an iron eye mask to catch any shut-eye. X-rays can pass through thick layers of fat and muscle, so what opposition could thin eyelids possibly offer!


In theory, space goes on and on…

So why do scientists think that space goes on forever? It’s because of the shape of space. Our part of space, or the observable universe, has a special shape: it is flat.

That means if you and a friend each had your own rocket ship and you both took off and travelled in a straight line, for ever and ever, you would never meet. In fact, you would always stay exactly the same distance apart, within the observable universe.

If the shape of space is flat, then two rockets will never ever meet. NASA/Troy Cryder

But this is a really special case. If space was shaped any other way, then lots of things could happen. Your two rockets, travelling in a straight line, might eventually cross paths, or they might get really close but never meet, or perhaps they’d go the other direction and drift away from each other.

But only flat space will keep the rockets exactly apart.

Scientists have an idea of how to solve this special flatness problem. And, importantly, their idea solves some other problems as well to explain why space looks exactly the way we see it.

When one idea solves lots of problems, scientists call it a theory. It means we could be on the right track to finding an answer.

The theory says that space must be really, really big but we can only see a small part of it, and that part looks special and flat. It’s kind of like how Earth seems flat, unless you are an astronaut floating in space. Up there, you see so much more of the Earth that it’s possible to see how it curves away.

My bet is that space does go on forever. Maybe one day science will help tell us if that’s true.

When you see much more of the Earth it stops being flat. NASA/Reid Wiseman

Здраво, радознала деца! Да ли имате питање на које желите да одговори стручњак? Замолите одраслу особу да нам пошаље своје питање. Могу:

* Пошаљите своје питање е-поштом на цуриоускидс@тхецонверсатион.еду.ау
* Реците нам на Твиттер-у тако што ћете означити @ЦонверсатионЕДУ ознаком #цуриоускидс или
* Реците нам на Фацебоок-у

ЦЦ БИ-НД

Please tell us your name and age (and, if you want to, which city you live in). You can send an audio recording of your question too, if you want. Пошаљите онолико питања колико желите! Нећемо моћи одговорити на свако питање, али потрудићемо се.



Коментари:

  1. Breasal

    thanks for the article ... added to the reader

  2. Magnus

    Москва није изграђена за један дан.

  3. Tygobar

    Мислим да није у праву. Сигуран сам.



Напиши поруку