Astronomi

Er formen på det observerbare univers og rumets form den samme?

Er formen på det observerbare univers og rumets form den samme?


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.

Jeg har læst, at det euklidiske rum betragtes som fladt rum, og Minkowski-rummet er fladt rumtid. Så når vi siger, at vores observerbare univers er fladt, siger vi da at rummet er fladt eller rumtid er fladt? Jeg ved, at Planck-dataene har vist, at rummet er fladt, men er det kun rum eller rumtid? Da relativitet generelt relativitet kurver tid og ikke kun rum.


Rumtid er buet af tyngdekraften, og der er tyngdekraft overalt i det observerbare univers og måske overalt i (hele) universet eller bare "universet" er det rette udtryk. Så stort set overalt skal der være en lokal krumning i lokal tid.

Som en analogi er jordens overflade klumpet. Det har bjerge og dale og høje og lave regioner overalt på overfladen. Intet område på jorden er helt glat og perfekt nul havoverflade, men på trods af denne klumpethed er jorden rund (en oblat sfæroid, men rund er tæt nok).

Jorden er ikke et perfekt eksempel, men Jordens overflade er en repræsentation af en todimensionel overflade viklet rundt om en 3-dimensionel sfæroid, og Jordens krumning kan måles ud fra dens overflade. En metode til at gøre dette er at tegne en trekant og måle summen af ​​vinklerne og variationen fra 180 grader i forhold til størrelsen af ​​trekanten giver dig det, du har brug for til at beregne krumningen. Ved hjælp af en anden og mere praktisk metode målte Eratosthenes Jordens krumning og størrelse for over 2000 år siden. Eratosthenes to målinger blev taget omkring 500 miles fra hinanden, var langt nok til at reducere enhver variation i højde til en lille fejl.

Jorden er omkring tusind gange så langt som det højeste bjerg eller den dybeste dal, og den har en vis tyngdekraftsvariation, men den er stadig generelt sfæroid, både i tyngdekraft og i form. Universet er utroligt stort sammenlignet med de lokale krusninger og kurver forårsaget af tyngdekraften, og universet, så vidt vi kan se, virker ret ensartet, så de lokale lommer med høj tyngdekraft og lokal krumning eller ret irrelevant for den overordnede form eller potentielle krumning af universet, ligesom bjergene og dalene på Jorden er irrelevante for, at det stadig er en afblåst sfæroid.

Universet er muligvis ikke fladt, det ser bare ud til at være fladt efter vores bedste målinger. Det kan være buet, men så store, moderne måleteknikker er ikke i stand til at måle krumningen. Dette rejser spørgsmål om, hvad et buet univers faktisk betyder (adskilt fra buet rumtid, der let kan måles). Det kan gøre noget sjovt at læse, men det er alt sammen teoretisk. Ingen kender universets sande form eller krumning, selvom universet er uendeligt og fladt ser ud til at være den mere accepterede idé i dag, men det er stadig et ubesvareligt spørgsmål.


Er formen på det observerbare univers og rumets form den samme?

Ingen ved det helt sikkert. Jeg forestiller mig, at svaret er Ja, og de er begge sfæriske, men jeg ved det faktisk ikke.

Jeg har læst, at det euklidiske rum betragtes som fladt rum, og Minkowski-rummet er fladt rumtid. Så når vi siger, at vores observerbare univers er fladt, siger vi da at rummet er fladt eller rumtid er fladt?

Plads. Rumtid er ikke flad, fordi universet ekspanderer. For at få et håndtag på dette, forestil dig at du dræber en stor kugle af treacle ned og sprøjter en (ikke-radial) linje creme over den. Efterhånden som treacle-fladen flader og udvides, vil flødelinjen have en tendens til at kurve. Det ligner en lysstråle i et ekspanderende univers. Hvis universet ikke ekspanderede, ville lyset gå lige. Så ville rumtid være flad. Bemærk, at rumtid modellerer plads til enhver tid, så der er ingen bevægelse gennem rumtid. Treacle repræsenterer plads. Rummet udvides, ikke rumtid. Desværre har folk en tendens til at blive forvirrede mellem rum og rumtid.

Jeg ved, at Planck-dataene har vist, at rummet er fladt, men er det kun rum eller rumtid?

Det er plads. Det pågældende papir er Planck 2013-resultater. XXVI. Baggrundsgeometri og topologi i universet. De fandt ingen beviser for nogen "højere dimensionel krumning". Så hvis du kunne gå det væk med en eller anden fænomenal hastighed ender du ikke med at komme tilbage dette væk.

Da relativitet generelt relativitet kurver tid og ikke kun rum.

Se hvad Einstein sagde. En koncentration af energi normalt i skikkelse af en massiv stjerne "betinger" det omgivende rum, hvilket gør det inhomogent på en ikke-lineær måde. Derefter kalder folk det buet rumtid. Bemærk dog, at der ikke er nogen samlet tyngdekraft i universet. Som userLTK sagde, er jordens overflade "klumpet", og i lignende retning er der tyngdefelter overalt i universet. Men efter vores bedste overbevisning er universet ikke som jordens overflade. På den største skala er universet efter vores bedste overbevisning fladt.


Når man taler om krumning i (Generel) relativitet, henviser man normalt til det metriske interval, og hvordan dette afhænger af tidskoordinaterne.

For eksempel kan det metriske interval i Minkowski-rummet skrives $$ ds ^ 2 = c ^ 2 dt ^ 2 - dr ^ 2 $$

Dette er et eksempel på både fladt rum og fladt rumtid. Det er fladt rum, for hvis jeg vil finde afstanden mellem to begivenheder, der sker på samme tid $ t $, er det simpelthen integralet af $ dr $.

På samme måde kan jeg spørge, hvad tidsintervallet er mellem to begivenheder, og dette er bare givet af integralen af ​​$ dt $.

En modeksempel ses ved brug af Schwarzschild-metricen, som er passende i rummet uden for en sfærisk symmetrisk masse. I betragtning af kun de radiale og tidskomponenter er metricen $$ ds ^ 2 = c ^ 2 (1 - r_s / r) dt ^ 2 - (1- r_s / r) ^ {- 1} dr ^ 2, $ $ hvor $ r_s = 2GM / c ^ 2 $ er Schwarzschild-radius forbundet med massen $ M $.

Nu er der ikke noget simpelt forhold mellem $ dr $ og den rumlige adskillelse mellem to begivenheder, der forekommer på samme $ t $, vi skal gøre en integral. Tilsvarende skal vi gøre en mere kompliceret integral for at finde ud af tidsintervallet mellem to begivenheder på samme $ r $. Både rum og rumtid er buet.

Udviklingen af ​​universet som helhed styres af Robertson-Walker-metricen. $$ ds ^ 2 = c ^ 2 dt ^ 2 - a (t) ^ 2 frac {dr ^ 2} {1 - kr ^ 2}, $$ hvor $ k $ er en krumningsparameter, der kan være -1 , +1 eller nul.

I øjeblikket er de bedste målinger i overensstemmelse med en nul krumning - at universet er rumligt fladt. Det betyder ikke, at det er fladt i meget store skalaer, end vi kan observere - det er stadig muligt. Et buet univers, der eksponentielt blev "oppustet" kort efter big bang, kan godt efterligne et fladt univers, selvom krumningen er endelig.

Bemærk dog, at fordi universet i sagens natur er "klumpet", er denne rumlige fladhed kun sand på skalaer, der er meget større end planeter, stjerner, galakser og endda klynger af galakser.

Uanset om du kunne kalde rumtid flad i et rumligt fladt Robertson-Walker-univers. Årsagen til dette er den tidsafhængige skaleringsfaktor $ a (t) $, som sikrer, at der er en kobling mellem $ r $ og $ t $ koordinater. Det er denne kobling, der f.eks. Er ansvarlig for den kosmologiske rødforskydning af lys.

Et teknisk svar ville være nødvendigt at se på Einstein Tensor, som karakteriserer krumning af rumtid forårsaget af masse og energi. I Robertson-Walker-metricen har denne tensor bestemt ikke-nul-komponenter, så du bliver nødt til at sige, at selvom pladsen er flad, er rumtid buet.


Hvordan tog det observerbare univers form?

Da rummet for det meste er vakuum, hvorfor spredes al materie ikke ens i universet? oprindeligt optrådt på Quora: vidensdelingsnetværket, hvor overbevisende spørgsmål besvares af mennesker med unik indsigt.

Svar af Hossam Aly, Astrophysics Ph.D, om Quora:

Kort svar: Fordi tyngdekraften er en langtrækkende kraft, og i modsætning til den elektromagnetiske kraft er den altid attraktiv.

Langt svar (mere af en historie, virkelig):

Universet var en gang som du beskriver. Sagen var faktisk "lige spredt rundt i universet" (det tekniske udtryk, vi bruger, er homogent). Vi ved dette, fordi vi kan se det. Her er et billede af vores spædbarnsunivers, kun 380.000 år efter Big Bang (vi er nu 13,8 milliarder år efter Big Bang):

Dette er den kosmiske mikrobølgebaggrund (CMB). Lad dig ikke narre af disse udsving, de er omkring 1 del i 100.000. Her er det samme billede før enhver behandling:

Temmelig homogen, ikke? De hvidlige bits i midten er radiokilder i vores egen galakse, så du kan sikkert ignorere dem.

Hvad skete der? Hvordan kom universet til at danne strukturer, som vi i øjeblikket observerer?

Temperaturen i det tidlige univers var meget varm, at sagen blev ioniseret. Fotoner kunne ikke rejse frit, da de meget hurtigt blev spredt af de frie elektroner (i gennemsnit kunne en foton kun rejse en brøkdel af et nanometer, før de blev spredt). Dette betød, at det tidlige univers var uigennemsigtigt - svarende til hvorfor du ikke ser meget på din flyvning, når du er midt i en sky, selvom der er lys rundt omkring dig - og vi kan ikke se et tidligere øjebliksbillede af universet end ovenstående billede. Det betød også, at stof og stråling var koblet. Stråling udøver pres på stof. Når en overdensitet i stoffordelingen tiltrækker tyngdekraften og begynder at vokse, vil strålingstrykket virke i den modsatte retning, og overdensiteten begynder at svinge mellem en minimums- og en maksimumsværdi. Strukturer kunne ikke dannes, og universet forblev temmelig homogent.

Da universet udvidede sig, afkøledes det til det punkt, hvor atomer dannedes med en hastighed hurtigere, end de ødelægges af stråling (når strålingen var omkring 3000 kelvin). Dette kaldes rekombinationens epoke (navnet er meget vildledende, der er ikke noget ved det. Men astronomer kan bare ikke navngive tingene ordentligt). Da atomerne dannede og fangede elektronerne, var fotoner fri til at rejse uhindret og nåede os 13,8 milliarder år senere og producerede ovenstående billede.

Det betyder, at kort efter rekombination får overdensiteter i stof (det vi kalder tæthedsforstyrrelser) lov til at vokse gennem tyngdekraften, der tiltrækker stof. Når overdensiteten vokser, vokser deres tyngdekraft også, og jo hurtigere vokser de yderligere. Naturligvis har materie også et tryk, hvilket hjælper med at modvirke tyngdekraften og forhindrer et bortfald af tyngdekraften af ​​al materie. Men stadig er det ikke så effektivt som strålingstryk i præ-rekombinationen. Så strukturer vokser gradvist nedefra og op (se Hierarkisk strukturdannelse) og producerer galakser og galaksehobe, som vi ser i det moderne univers.

Strukturdannelse fungerer på kosmiske skalaer. En meget lignende proces fungerer på meget mindre skalaer for at danne stjerner (og til sidst planeter) fra molekylære skyer inde i galakser. Hvad der er afgørende i denne proces er, at den nyligt kollapsede kerne køler ned hurtigt nok, så sammenbruddet fortsætter hele vejen til stjernedannelse i typiske molekylære skyers levetid (ca. 10 - 20 millioner år).

Jeg skulle nok lade det være. Men jeg føler mig skyldig i at udelade en meget vigtig del af puslespillet: dark spørgsmål.

Hvis du kører en kosmologisk simulation med kun normal (Baryonic) materie og stråling, startende med indledende betingelser svarende til det, vi observerer i CMB, og lad det køre i 13,8 milliarder år (i simuleringstid selvfølgelig ikke i realtid. Denne type af simuleringer faktisk bruges i vid udstrækning i den nuværende kosmologiske forskning), vil du danne strukturer, men det vil ikke ligne det, vi ser i det nuværende univers.

Billedet, der begyndte at opstå siden 80'erne (og bekræftet af nylige CMB-observationsmissioner som WMAP og PLANCK) er, at mørkt stof spillede en vigtig rolle i dannelsen af ​​den hierarkiske struktur. Mørkt stof afkoblet fra stråling meget tidligere end Baryonic stof gjorde, og derfor begyndte dets sammenbrud tidligere. Derefter dannede det det, vi kalder det kosmiske web, med filamenter og ark, der krydser hinanden ved knudepunkter, der danner frøene til dannelse af galaksehobe.

Først når vi inkluderer denne ingrediens i vores kosmologiske simuleringer, er vi i stand til (statistisk) at gengive galaksernes karakteristika, som vi observerer i det moderne univers.

Dette spørgsmål oprindeligt optrådt på Quora. Stil et spørgsmål, få et godt svar. Lær af eksperter og få adgang til insider-viden. Du kan følge Quora på Twitter, Facebook og Google+. Flere spørgsmål:


Astronomi i det kemetiske liv

Da den historiske dynastiske periode begyndte i det 3. årtusinde fvt, var den egyptiske kalenders 365-dages periode allerede i brug, og observation af stjerner var vigtig for at bestemme den årlige oversvømmelse af Nilen.

De egyptiske pyramider blev justeret omhyggeligt mod polstjernen, og Amun-Re-templet ved Karnak blev justeret ved stigningen af ​​midvinteren Sol. Astronomi spillede en væsentlig rolle i fastlæggelsen af ​​datoerne for religiøse festivaler og bestemmelsen af ​​nattetidene, og tempelastrologer var især dygtige til at se stjernerne og observere konjunktionerne og stigningerne fra solen, månen og planeterne såvel som månefaserne. .

Møtrik, himmelens egyptiske gudinde med stjernekortet i Ramses VIs grav

I det ptolemeiske Egypten fusionerede den egyptiske tradition med græsk astronomi og babylonisk astronomi, hvor byen Alexandria i Nedre Egypten blev centrum for videnskabelig aktivitet i hele den hellenistiske verden. Romerske Egypten producerede den største astronom i tiden, Ptolemaios (90–168 e.Kr.). Hans værker om astronomi, inklusive Almagest, blev de mest indflydelsesrige bøger i den vestlige astronomis historie. Efter den muslimske erobring af Egypten blev regionen domineret af arabisk kultur og islamisk astronomi.

Egyptisk astronomi begynder i forhistorisk tid. Tilstedeværelsen af ​​stencirkler ved Nabta Playa i Øvre Egypten, der stammer fra 5. årtusinde fvt, viser vigtigheden af ​​astronomi for det religiøse liv i det gamle Egypten, selv i den forhistoriske periode. Den årlige oversvømmelse af Nilen betød, at heliacal-stigningen eller de første synlige optrædener af stjerner ved daggry var af særlig interesse for at bestemme, hvornår dette kunne forekomme, og det er ikke overraskende, at den egyptiske kalenders 365-dages periode allerede var i brug i begyndelsen af ​​egyptisk historie. Konstellationssystemet, der blev brugt blandt egypterne, ser også ud til at have været af oprindelig oprindelse.

Den nøjagtige orientering af de egyptiske pyramider tjener som en varig demonstration af den høje grad af teknisk dygtighed til at se himlen opnået i 3. årtusinde fvt. Det har vist sig, at pyramiderne var justeret mod polstjernen, som på grund af equinoxes-præcessen på det tidspunkt var Thuban, en svag stjerne i stjernebilledet Draco. [2] Evaluering af stedet for templet Amun-Re i Karnak under hensyntagen til ændringen over tid af ekliptikens skråstilling har vist, at det store tempel var på linje med stigningen af ​​mellemvinteren Sol. [3] Længden af ​​korridoren, ned ad hvilken sollys ville rejse, ville have begrænset belysning på andre tidspunkter af året.

Astronomi spillede en væsentlig rolle i religiøse anliggender for at fastsætte datoerne for festivaler og bestemme nattens timer. Titlerne på adskillige tempelbøger er bevaret, idet de optager bevægelser og faser i solen, månen og stjernerne. Stigningen af ​​Sirius (egyptisk: Sopdet, græsk: Sothis) i begyndelsen af ​​oversvømmelsen var et særligt vigtigt punkt at rette i den årlige kalender. [4] En af de vigtigste egyptiske astronomiske tekster var Møtrikens Bog, der går tilbage til Mellemriget eller tidligere.

En konges død havde en stærk forbindelse til stjernerne for de gamle egyptere. De troede, at når en konge var død, ville deres sjæl rejse sig til himlen og blive en stjerne. [5] Oversatte pyramidetekster beskriver kongen, der stiger op og bliver morgenstjernen blandt de uundgåelige stjerner fra tidligere konger. [6]

Astronomisk loftaflastning fra Dendera, Egypten

Gamle egyptere var afhængige af Nilen for at oversvømme deres marker og gøre det muligt at dyrke afgrøder. De blev de første til at bruge en kalender med et 365-dages år, efter at deres præster opdagede, at oversvømmelser vendte tilbage hver 365 dag.

Gamle egyptere var meget interesserede i nattehimlen. Især blev de tiltrukket af to lyse stjerner, der altid kunne ses cirkulere nordpolen. Ægypterne omtalte disse stjerner som & # 8220de uforgængelige. & # 8221 I dag kender vi dem som Kochab, i skålen til Little Dipper (Ursa Minor), og Mizar, midt i Big Dipper (Ursa Major) ).

Egypterne justerede deres pyramider og templer mod nord, fordi de troede, at deres faraoer blev stjerner på den nordlige himmel, efter at de døde. For at sikre, at en konge ville slutte sig til de cirkumpolære stjerner, blev pyramiderne lagt ud mod ret nord mod & # 8220 uforgængelige & # 8221 stjerner. De troede, at tilpasning af pyramiderne mod nord gav de afdøde faraoer direkte adgang til den nordlige himmel. Hver af de to stjerner var ca. 10 grader fra himmelpolen, som lå direkte mellem dem. Når en stjerne var lige over den anden på himlen, kunne astronomer finde en linje, der pegede ret nordpå. Denne tilpasning var kun sand i nogle år omkring 2500 f.Kr. En egyptisk astronom kunne have holdt en lodlinie op og ventet på, at nattehimlen langsomt drejede rundt om den umærkede pol, da jorden roterede. Når lodlinjen nøjagtigt krydsede begge stjerner & # 8212 den ene omkring 10 grader over den usynlige pol og den anden 10 grader under den & # 8212 ville synslinjen til horisonten sigte direkte mod nord. Jordens akse er imidlertid ustabil. Vores planet vakler som et gyroskop over en periode på 26.000 år. Moderne astronomer ved nu, at den himmelske nordpol var nøjagtigt justeret mellem Kochab og Mizar først i år 2467 f.Kr. Før eller efter denne dato ville de egyptiske astronomer have været mindre nøjagtige, da de forsøgte at markere det sande nord. Den store pyramide i Giza er i dag kendt som en af ​​de syv vidundere i den antikke verden. For næsten 4500 år siden, i året 2467 f.Kr., lå & # 8220indestructible & # 8221 stjernerne nøjagtigt langs en lige linje, der omfattede himmelstangen. Forskning tyder på, at den store pyramide i Giza blev bygget inden for 10 år efter 2.480 f.Kr. Gamle egyptere var afhængige af Nilen for at oversvømme deres marker og gøre det muligt at dyrke afgrøder. De blev de første til at bruge en kalender med et 365-dages år, efter at deres præster opdagede, at oversvømmelser vendte tilbage hver 365 dag.De troede, at stjerner var guder & # 8230
Den egyptiske kultur var stærkt påvirket af astronomi. Den gamle egyptiske astronomi var meget hellig. Pyramider og templer var blevet bygget og placeret i forhold til stjernerne. Den egyptiske kalender var også baseret på astronomiske indikatorer. For eksempel, da den lyseste stjerne på vores himmel, Sirius, rejste sig før solen, vidste egypterne, at deres årlige oversvømmelse ville forekomme.StjernestrukturerForskellige værktøjer blev brugt til planlægning af design og placering af en pyramide eller et tempel. Et af disse værktøjer blev kaldt & # 8220merkhet, & # 8221, hvilket betød indikator. Dette var en lille træplank med et hul i den ene ende. Gamle astronomer kiggede gennem hullet og vinklede enheden, indtil deres målstjerne blev justeret nøjagtigt.Kosmos kalenderNilen flod oversvømmet hvert år på samme tid, da Sirius rejste sig før solen om morgenen på sommersolhverv. Denne begivenhed blev markeret som dag 1 i deres kalenderår. Den egyptiske kalender havde 365 dage og 12 måneder med 30 dage i hver måned og 5 & # 8220 festdage & # 8221 i slutningen af ​​hvert år.Astronomi & amp ReligionGamle egyptiske astronomi var en religiøs tradition. Egypterne havde ingen ægte forståelse af universet, så mange myter blev skabt som en forklaring på astronomiske begivenheder. For dem var hver stjerne en eller anden form for Gud eller gudinde eller en del af en. Solen blev repræsenteret af flere guder. Da solen steg om morgenen, blev det kendt som Horus, det genfødte barn af Osiris og Isis, Gud og gudinde i efterlivet. Den varme sol midt på dagen blev kendt som den meget kraftigere solgud, Ra. Og aftensolen var skaberen Gud, Atum, verdens efterbehandler & # 8221, der satte alle andre solguder i hvile og døde derefter hver dag ved solnedgang.Astronomi og pyramiderEgyptisk astronomi

Egyptisk astronomiEgyptisk astronomi begynder i forhistorisk tid, i den prædynastiske periode. I det 5. årtusinde f.Kr. kan stensirklerne ved Nabta Playa have brugt astronomiske opstillinger. På det tidspunkt, hvor den historiske dynastiske periode begyndte i det 3. årtusinde fvt, var den egyptiske kalenders 365-dages periode allerede i brug, og observation af stjerner var vigtig for at bestemme den årlige oversvømmelse af Nilen. Da.wikipedia.org astronomi var meget hellig. Pyramider og templer var blevet bygget og placeret i forhold til stjernerne. Den egyptiske kalender var også baseret på astronomiske indikatorer. For eksempel, da den lyseste stjerne på vores himmel, Sirius, steg før solen, vidste egypterne, at deres årlige oversvømmelse ville forekomme. Egyptisk kalender Den gamle egyptiske kalender & # 8211 en civil kalender & # 8211 var en solkalender med en 365 -dag år. Året bestod af tre sæsoner på hver 120 dage plus en mellemkalarmåned med fem epagomenale dage behandlet som uden for året. Hver sæson blev opdelt i fire måneder på 30 dage. Disse tolv måneder var også baseret på astronomiske indikatorer. For eksempel, da den lyseste stjerne på vores himmel, Sirius, rejste sig før solen, vidste egypterne, at deres årlige oversvømmelse ville forekomme.


Er universets sadelformede?

Universets geometri er & # 8220åben & # 8221 eller negativt buet som en sadel, ifølge en ny model, der er foreslået af forskere i Europa, der har undersøgt uregelmæssigheder i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling. Anomalierne blev først opdaget af NASAs Wilkinson mikrobølgeovn-anisotropi-sonde (WMAP) i 2004 og blev bekræftet tidligere på året af Den Europæiske Rumorganisation Planck-rummission.

Kosmologer mener, at da universet var meget ungt og kun 10 & # 821135 & 160'erne efter Big Bang, gennemgik det en periode med ekstrem hurtig ekspansion kendt som & # 8220inflation & # 8221. Cirka 380.000 & # 160 år efter Big Bang blev den kosmiske mikrobølgebaggrund (CMB) & # 8211 den termiske rest af Big Bang & # 8211 til. Fysikere havde forventet, at temperaturen på CMB ville være den samme overalt, men i næsten 10 & # 160 år er der vokset tegn på en forvirrende CMB-anomali. Det bliver tydeligt, at de eksperimentelt observerede temperatursvingninger i himmelens to halvkugler er lidt forskellige. Dette betyder, at massen af ​​stof og energi ser ud til at variere stærkere på den ene side af himlen end på den anden.

Storstilet asymmetri

Da den først blev set af WMAP, blev denne & # 8220hemispheric asymmetry & # 8221 mødt med tvivl, indtil Planck-missionen uafhængigt bekræftede det. Observationerne viser, at mens den gennemsnitlige temperatur er den samme i begge halvkugler, er udsvingene ca. 10% større på den ene side sammenlignet med den anden. Mens den statistiske betydning af anomalien kan diskuteres, betyder det faktum, at både WMAP og Planck har opdaget det, at det skal undersøges grundigt.

& # 8220Der ser ud til at være en foretrukken retning i rummet & # 8230, at de hot spots er varmere, og de kolde spots er koldere på den ene side af himlen. Selvom det kan være en statistisk fluke, kan der også være noget mere i gang, & # 8221 siger Andrew Liddle, en fysiker ved University of Edinburgh. Liddle forklarer, at CMB-datasættet er komplekst, og at øjet bliver tiltrukket af en usædvanlig ting, og du fokuserer på det, så anomalierne og vores observationer af dem har mange advarsler & # 8221.

I 2008 kom et team af forskere fra California Institute of Technology i USA med en fysisk model, der kunne forklare eksistensen af ​​asymmetrien med hensyn til en meget stor variation i universets tæthed, der kan observeres på en bestemt afstandsskala & # 8211 en, der er lidt større end størrelsen af ​​det observerbare univers.

Inflationsteorier

Holdets model fungerer ved hjælp af en let modificeret version af den nuværende teori for inflation & det antager, at inflationen var forårsaget af kvantesvingninger eller et kvante-skalarfelt kendt som & # 8220inflaton & # 8221. I stedet inkluderer den modificerede teori et ekstra skalarfelt, der kommer i spil i form af & # 8220curvaton & # 8221. I dette tilfælde vil oppustningen styre densitetsparameteren for det ekspanderende univers og sikre, at det forbliver homogent, mens kurvatonen genererer krumningsforstyrrelser. Det er disse forstyrrelser, der forklarer CMB-asymmetrien. Problemet med denne teori var, at forskerne ikke havde nogen forklaring på, hvor kurvatonsvingningerne ville opstå fra.

Nu har Liddle og hans kollega Marina Cort & # 234s ved Lawrence Berkeley National Laboratory i USA offentliggjort et papir, hvor de siger, at kurvatonsvingninger kunne være iboende forbundet med geometrien i vores univers. Især antager de, at vores univers kunne have en & # 8220open & # 8221 eller negativ geometri. Der er tre mulige geometrier for universet & # 8211 åbent, lukket eller fladt & # 8211, der forekommer afhængigt af universets tæthed. I et fladt univers er tætheden nøjagtigt lig med den kritiske tæthed & # 8211 den gennemsnitlige massefylde, der kræves for at universet bare standser dets ekspansion & # 8211, og dens geometri ville være som et ark papir og uendeligt i dets omfang . Et åbent univers vil derimod betyde, at universets tæthed er mindre end den kritiske tæthed. Det kan visualiseres som en sadellignende negativ geometri, hvor parallelle linjer ville afvige.

Buede horisonter

Nuværende observationsbevis tyder på, at vores er et fladt univers. & # 8220Men målingerne tillader stadig et univers, hvor tætheden er en tredjedel af den kritiske tæthed, og universet stadig ligger inden for 1% af at være fladt, & # 8221 forklarer Liddle. Dette er kernen i forskernes argumentation: det kan være muligt, at universet ser fladt ud, men er virkelig buet med en karakteristisk radius i meget stor skala. Denne & # 8220superhorizon krumningsradius & # 8221 bestemmer bølgelængden af ​​den asymmetri-genererende kurvatonudsving. Denne radius strækker sig ud over vores observerbare horisont, men ikke mere end en størrelsesorden. & # 8220Så hvis universet er inden for 1% af at være fladt, er krumningsskalaen tre gange så stor som den observerbare skala, men der kunne være nogle fysiske processer relateret til det, der kunne måles, & # 8221 ifølge Liddle .

Pop boblen

Forskerne påpeger derefter, at deres kurvatonsvingninger kan dukke op i et andet sæt & # 8220open inflation & # 8221 teorier, der først blev foreslået i 1990'erne, der antyder, at vores observerbare univers dannes som en boble i et større univers. I denne teori fødes vores bobleunivers takket være en kvantetunnelhændelse fra en lavenergitilstand og er fanget i det, som Liddle beskriver som en & # 8220falsk vakuumtilstand & # 8221 (klik på figuren ovenfor). Væggene i en sådan boble ville ekspandere med en hastighed, der nærmer sig lysets. & # 8220Så på indersiden ville det se ud for os, som om vi var i et åbent univers, der er homogent og isotropisk, & # 8221 siger Liddle og forklarer yderligere, at inde i boblen er begrebet tid anderledes udefra. & # 8220Mængden af ​​inflation inde i boblen ville bestemme, hvordan & # 8216flat & # 8217 det bliver & # 8230Vil det blive domineret af mørkt stof? & # 8230Kan det lide en varmedød? & # 8221

Der kan være mange andre sådanne bobleunivers inden for det større univers, men vores boble ville næsten aldrig interagere med dem, og vi ville heller ikke kunne se ud af vores & # 8220opaque-boble & # 8221 forklarer Liddle. Men den indledende begivenhed, der inducerede fødslen af ​​vores bobleunivers, ville også medføre udsving i boblevæggen, som igen prægede sig på curvatonsvingningerne.

Liddle og Cort & # 234'er er klare, at deres teori i øjeblikket er & # 8220højt spekulativ & # 8221, og at aktuelle data måske endda udelukker det. Men Liddle føler, at data fra Planck-missionen (mere vil blive frigivet næste år) og nye data fra den kommende Euclid-mission kan teste deres model. Mens forskerne aldrig vil være i stand til at undersøge det større univers, kan de muligvis måle geometrien i vores bobleunivers og vise dets & # 8220openhed & # 8221 i de kommende år.


& # x27Kosmologisk krise & # x27

De bedste ledetråder til universets form er indlejret i den kosmiske mikrobølgebaggrund (CMB), efterglødningen af ​​Big Bang, der udstråler mod os fra alle retninger. I løbet af de sidste par årtier har forskere gentagne gange målt temperaturudsving i CMB - i det væsentlige udført trigonometri i den størst mulige skala - og fandt næsten ingen krumning overhovedet.

Et fladt univers er et nøgleelement i den almindelige kosmologiske model, også kendt som Lambda-koldt mørkt stof (ΛCDM) -model. (Λ er det græske bogstav for lambda, der betegner mørk energi.) Men i slutningen af ​​2019 offentliggjorde Alessandro Melchiorri fra Sapienza University of Rome og hans kolleger et papir, der konkluderede, at CMB-målinger fra Planck-rumobservatoriet indikerer et lukket univers.

De analyserede mængden af ​​tyngdekraftlinse - hvor meget lyset fra CMB er blevet afbøjet af stofens tyngdekraft i dens vej - og fandt en figur højere end forudsagt af ΛCDM-modellen. Hvis du fjerner antagelsen om et fladt univers, i stedet for at "forsøge at tilpasse dataene til den forkerte model," forsvinder han afvigelsen.

Planck-samarbejdet (som Melchiorri er en del af) opdagede også en linseanomali, men fandt det ikke så signifikant. ”Det er noget, du kan leve med ganske let,” siger Antony Lewis, en kosmolog ved University of Sussex i Brighton, England, og medlem af Planck-teamet. Han, som de fleste forskere, tilskriver uoverensstemmelsen til en statistisk fluke. "Hvis du får et stort datasæt, og du ser efter underheder," siger Lewis, "er du nødt til at finde det."

Melchiorri indrømmer, at han "spiller lidt af djævelens advokat", men han mener, at forskere skal forblive ydmyge og ikke afvise Planck-dataene direkte. Hans pointe er ikke, at universet i sig selv er lukket, kun at denne uoverensstemmelse måske fortæller os noget vigtigt. Han anerkender også konsekvenserne af denne erklæring. Han og hans medforfattere betragtede det som en "kosmologisk krise." “Once you assume a closed universe it’s a bit of a catastrophe,” he says, “because there are many data sets that start to be in tension with [the Planck data].”


Is the shape of observable universe and shape of space same? - Astronomi

My question involves the Universe is flat theory. If there was a big bang why would the Universe be flat? I would think that the Big Bang would result in a sphere shape mass of energy, light, matter, heat, radiation, etc. and whatever else expanding outward while maintaining the shape of the sphere.

The meaning of the Big Bang has been very often misunderstood. It is thought that something exploded somewhere and then the exploded part expanded to where we are currently. This is not correct. Before the Big Bang, there was no space or time. So, there is nothing "outside" the Big Bang. The Universe simply expanded from a very small volume into a huge volume, and this expansion is occuring even today. So, the place where we are right now corresponds to some place in a very small volume in the very early Universe. Hence, the Big Bang occured EVERYWHERE in the Universe. It occured at all places including the place where we are right now.

Why does the Universe look flat? This was one of the perplexing questions in cosmology for a long time. Today, most astronomers believe in the theory of inflation (and there are pieces of evidence supporting this). According to this theory, the Universe underwent exponential expansion about 10 -30 seconds after the Big Bang. The result was that something of the size of an atom expanded to the size of the solar system by the end of the inflationary epoch.

If this were the case, irrespective of the original geometry of the Universe, it would appear flat to us. The analogy will be to take a balloon we can easily see it to be rounded now blow the balloon to a very large volume and then put a small ant on its surface. The ant will think that it is on a sheet it cannot detect the curvature. To put this in another way, the distances that we probe are way too small to detect any possible curvature in the Universe.

If as you say "the distances that we probe are way too small to detect any possible curvature in the Universe" . how can we accept recent "proofs" of a flat universe? Are all attempts to prove the flatness or otherwise of the universe limited to data collected from the observable universe? If so, and we suppose our view to be equivalent that of a short sighted ant on earth, surely it must be an impossibility to find such a proof, unless of course information can travel faster than light.

First, you have to distinguish between "universe" and "observable universe". Technically, "universe" constitutes everything that exists, while "observable universe" constitutes everything that exists within our horizon (that is, the volume of the universe within which light has had time to reach us). Every observation we can ever make is confined to the observable universe, and we have no way of knowing for sure what's happening beyond the horizon. But many people use "universe" as shorthand for "observable universe", which can create some confusion. So when we say "WMAP provides strong evidence that the universe is flat", we really mean "WMAP provides strong evidence that the observable universe is flat".

However, according to inflationary theory, even if the universe has some curvature, the observable universe should be flat at the level at which we're capable of measuring it. But we don't *know* that inflationary theory is correct. So yes, it is important to do experiments like the one performed by WMAP. If we were to detect deviations from flatness in the observable universe, then it would provide evidence against inflation.

This page was last updated June 27, 2015.

Om forfatteren

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep built a new receiver for the Arecibo radio telescope that works between 6 and 8 GHz. He studies 6.7 GHz methanol masers in our Galaxy. These masers occur at sites where massive stars are being born. He got his Ph.D from Cornell in January 2007 and was a postdoctoral fellow at the Max Planck Insitute for Radio Astronomy in Germany. After that, he worked at the Institute for Astronomy at the University of Hawaii as the Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep is currently at the Indian Institute of Space Scence and Technology.


The Universe is the Same, Everywhere We Look. Even More than Cosmologists Predicted

No matter which direction you look in the Universe, the view is basically the same if you look far enough. Our local neighborhood is populated with bright nebulae, star clusters, and dark clouds of gas and dust. There are more stars toward the center of the Milky Way than there are in other directions. But across millions, and billions, of light-years, galaxies cluster evenly in all directions, and everything starts to look the same. In astronomy, we say the Universe is homogeneous and isotropic. Put another way, the Universe is smooth.

The edge of the observable universe mapped onto a celestial sphere. Credit: Planck Collaboration

This doesn’t mean the Universe is perfectly smooth at large scales. Even at the most distant edge of the visible Universe, there are small fluctuations. Observation of the Cosmic Microwave Background (CMB) shows minor variations in temperature caused by areas of higher and lower density that existed in the early Universe. This is precisely what we would expect. In fact, the scale of CMB fluctuations allows us to measure dark matter and dark energy.

Large surveys of the cosmos show it is homogeneous. Credit: 2dF Galaxy Redshift Survey

The distribution of galaxies also isn’t perfectly smooth. They are grouped into superclusters separated by voids of mostly empty space. The small density fluctuations seen in the CMB laid the seeds for galaxy clusters to form. According to the LCDM model of cosmology, early galaxies were drawn toward more dense regions. As the Universe expanded over billions of years, the current structure of superclusters and voids formed. Since the scale of CMB clusters gave rise to galaxy clusters, measurements of the CMB allow us to predict the size of superclusters. In other words, the level of smoothness in the early Universe makes a prediction about the smoothness of galaxy clusters we should see.

But a new study of galaxies finds that our prediction doesn’t quite agree with what we observe. The Kilo-Degree Survey (or KiDS) has mapped more than 31 million galaxies within 10 billion light-years. The survey covers about half the age of the Universe and gives us the positions of these galaxies and their statistical “clumpiness.” Using the KiDS data, a team has found that galaxies are about 10% more homogeneous than predicted. The Universe is smoother than we thought, and it isn’t clear why.

Part of the KiDS map, showing variations in cosmic density. Credit: B.Giblin, K.Kuijken and the KiDS team

While the result is clear, it isn’t particularly strong by rigorous scientific standards. There is a small chance that galaxies just happened to be more evenly distributed by random chance. But this result could also hint at some kind of new physics or flaw in our current cosmological model. There have been a few hints like this. Enough that astronomers are starting to look at alternatives.

But for now, the best option is to keep gathering data. The answer is out there, and with careful observations like these, we will eventually find it.


Is Space Curved? Can We See The Milky Way In The Past?

Is it possible that space-time is curved in such a way that one (or many) of the galaxies we see in telescopes is actually our own Milky Way a few billion years earlier?

This infrared view reveals galaxies far, far away that existed long, long ago. Taken by the Near . [+] Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer aboard the NASA/ESA Hubble Space Telescope, the image is part of the Hubble Ultra Deep Field survey, the deepest portrait ever taken of the universe.

It is mathematically possible for a universe to be shaped this way, but not our Universe. Our Universe is as close to flat as we can measure right now, though it’s only possible for it to be meget slightly curved, considering the wiggle room we have remaining on our measurements.

The universe that you describe could be round, donut-shaped or cylindrical some shape where at least in one direction, it connects back to itself. These aren’t your only options for a universe - you could also invent a saddle shaped or other, more exotic shape to place your universe in.

For now, let’s roll with a cylindrical universe. And let’s put a star somewhere on the surface. If the light from this star is going along the length of the cylinder, all it can ever do is go out, because the surface is flat in that direction there’s no curve or loop. This flat, uncurved behavior is how we believe our Universe behaves in every direction. Light in our Universe departs its star, and travels in a straight line forever (as far as we can tell) unless it is intercepted by another astrophysical object, another star, planet, or telescope detector.

However, the light that leaves our star in the cylindrical universe has one other option. The light that goes in the other direction - around the curve of the cylinder - will also travel in a straight path. But this path loops back on itself, and if the light doesn’t hit anything else, after it has completed its tour of the cylinder’s circumference, it will arrive back where it began, on the other side of the star, delayed by the length of time it took to do its loop.

The three possible geometries of space. At the top is a sphere, followed by a saddle-shaped . [+] universe, and then flat. Each geometry will affect the path of light traveling through it.

What happens if you make your universe spherical? It’s a very similar thing, except now every path that light can take will loop back onto itself, given enough time. There’s another curious thing about the light this time, though, which is that the beams of light, even though they’re all travelling “out”, will all cross each other at some other point on the sphere. If the star was on a flat surface, these beams of light would only ever get further apart there’s nothing that would ever curve the light back towards each other.

In our Universe, we know that there’s no bending of the light as it comes through space (this is from an analysis of the map of the oldest light in the Universe) beyond what you would expect from gravitational forces. This lack of a large scale-bending rules out the spherical and saddle-shaped options, and all that’s left are the ones which can be considered flat. While we can’t observe the entire universe to objectively figure out what the global shape of the entire thing is, we know that on the scales of the observable universe, our Universe is pretty darn flat.

This artist’s impression shows how photons in the Cosmic Microwave Background (CMB, as detected by . [+] ESA’s Planck space telescope) are deflected by the gravitational lensing effect of massive cosmic structures as they travel across the Universe.

ESA and the Planck Collaboration

How do we know that the Universe isn’t a tightly rolled cylinder? Well, we can’t rule out a gigantic cylinder, but it would have to be so large that we couldn’t ever detect a difference between light going “out” along the length of the cylinder and the light going “around”, because as far as we can observe, the Universe is the same in every direction. If there were a preferred direction, where the Universe appeared considerably younger than in the other direction, then we’d get suspicious of a cylindrical shape. But since there’s no evidence for that, we usually describe our Universe as an unwarped, three dimensional, grid. And with that kind of shape, we don’t expect any of the light from the distant universe to be taking a looping path to show us our own Milky Way.


Shape of the universe

The shape of the universe, is the local and global geometry of the universe. The local features of the geometry of the universe are primarily described by its curvature, whereas the topology of the universe describes general global properties of its shape as of a continuous object. The spatial curvature is related to general relativity, which describes how spacetime is curved and bent by mass and energy, while the spatial topology cannot be determined from its curvature locally indistinguishable spaces with different topologies exist mathematically.

The shape of the entire universe can be described with three attributes:

  • Finite or infinite
  • Flat (zero curvature), open (negative curvature), or closed (positive curvature)
  • Connectivity, how the universe is put together, i.e., simply connected space or multiply connected.

There are certain logical connections among these properties. For example, a universe with positive curvature is necessarily finite. Although it is usually assumed in the literature that a flat or negatively curved universe is infinite, this need not be the case if the topology is not the trivial one: for example, a three-torus is flat but finite.

The exact shape is still a matter of debate in physical cosmology, but experimental data from various independent sources (WMAP, BOOMERanG, and Planck for example) confirm that the universe is flat with only a 0.4% margin of error.

In formal terms, this is a 3-manifold model corresponding to the spatial section (in comoving coordinates) of the four-dimensional spacetime of the universe. The model most theorists currently use is the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) model. Arguments have been put forward that the observational data best fit with the conclusion that the shape of the global universe is infinite and flat, but the data are also consistent with other possible shapes, such as the so-called Poincaré dodecahedral space and the Sokolov–Starobinskii space (quotient of the upper half-space model of hyperbolic space by 2-dimensional lattice).

The observable universe can be thought of as a sphere that extends outwards from any observation point for 46.5 billion light years, going farther back in time and more redshifted the more distant away one looks. Ideally, one can continue to look back all the way to the Big Bang in practice, however, the farthest away one can look using light and other electromagnetic radiation is the cosmic microwave background (CMB), as anything past that was opaque. Experimental investigations show that the observable universe is very close to isotropic and homogeneous.

Global structure covers the geometry and the topology of the whole universe—both the observable universe and beyond. While the local geometry does not determine the global geometry completely, it does limit the possibilities, particularly a geometry of a constant curvature.

The universe is often taken to be a geodesic manifold, free of topological defects relaxing either of these complicates the analysis considerably. A global geometry is a local geometry plus a topology. It follows that a topology alone does not give a global geometry: for instance, Euclidean 3-space and hyperbolic 3-space have the same topology but different global geometries. As stated in the introduction, investigations within the study of the global structure of the universe include:


Hyperbolic Geometry

Unlike the sphere, which curves in on itself, hyperbolic geometry opens outward. It’s the geometry of floppy hats, coral reefs and saddles. The basic model of hyperbolic geometry is an infinite expanse, just like flat Euclidean space. But because hyperbolic geometry expands outward much more quickly than flat geometry does, there’s no way to fit even a two-dimensional hyperbolic plane inside ordinary Euclidean space unless we’re willing to distort its geometry. Here, for example, is a distorted view of the hyperbolic plane known as the Poincaré disk:

From our perspective, the triangles near the boundary circle look much smaller than the ones near the center, but from the perspective of hyperbolic geometry all the triangles are the same size. If we tried to actually make the triangles the same size — maybe by using stretchy material for our disk and inflating each triangle in turn, working outward from the center — our disk would start to resemble a floppy hat and would buckle more and more as we worked our way outward. As we approached the boundary, this buckling would grow out of control.

From the point of view of hyperbolic geometry, the boundary circle is infinitely far from any interior point, since you have to cross infinitely many triangles to get there. So the hyperbolic plane stretches out to infinity in all directions, just like the Euclidean plane. But in terms of the local geometry, life in the hyperbolic plane is very different from what we’re used to.

In ordinary Euclidean geometry, the circumference of a circle is directly proportional to its radius, but in hyperbolic geometry, the circumference grows exponentially compared to the radius. We can see that exponential pileup in the masses of triangles near the boundary of the hyperbolic disk.

Because of this feature, mathematicians like to say that it’s easy to get lost in hyperbolic space. If your friend walks away from you in ordinary Euclidean space, they’ll start looking smaller, but slowly, because your visual circle isn’t growing so fast. But in hyperbolic space, your visual circle is growing exponentially, so your friend will soon appear to shrink to an exponentially small speck. If you haven’t tracked your friend’s route carefully, it will be nearly impossible to find your way to them later.

And in hyperbolic geometry, the angles of a triangle sum to less than 180 degrees — for example, the triangles in our tiling of the Poincaré disk have angles that sum to 165 degrees:

The sides of these triangles don’t look straight, but that’s because we’re looking at hyperbolic geometry through a distorted lens. To an inhabitant of the Poincaré disk these curves are the straight lines, because the quickest way to get from point A to point B is to take a shortcut toward the center:

There’s a natural way to make a three-dimensional analogue to the Poincaré disk — simply make a three-dimensional ball and fill it with three-dimensional shapes that grow smaller as they approach the boundary sphere, like the triangles in the Poincaré disk. And just as with flat and spherical geometries, we can make an assortment of other three-dimensional hyperbolic spaces by cutting out a suitable chunk of the three-dimensional hyperbolic ball and gluing together its faces.

Is Our Universe Hyperbolic?

Hyperbolic geometry, with its narrow triangles and exponentially growing circles, doesn’t feel as if it fits the geometry of the space around us. And indeed, as we’ve already seen, so far most cosmological measurements seem to favor a flat universe.

But we can’t rule out the possibility that we live in either a spherical or a hyperbolic world, because small pieces of both of these worlds look nearly flat. For example, small triangles in spherical geometry have angles that sum to only slightly more than 180 degrees, and small triangles in hyperbolic geometry have angles that sum to only slightly less than 180 degrees.

That’s why early people thought the Earth was flat — on the scales they were able to observe, the curvature of the Earth was too minuscule to detect. The larger the spherical or hyperbolic shape, the flatter each small piece of it is, so if our universe is an extremely large spherical or hyperbolic shape, the part we can observe may be so close to being flat that its curvature can only be detected by uber-precise instruments we have yet to invent.


Se videoen: Sommer i Danfoss Universe 2009 (November 2022).