Википедија

Свемир — разлика између измена

Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
мНема описа измене
ознака: можда пристрасно
Исправљене словне грешке
Ред 69:
Најважнији резултат физичке космологије, сазнање да се свемир шири, изведен је из посматрања [[црвени помак|црвеног помака]] уобличеног у [[Хаблов закон]]. Екстраполацијом тог ширења по времену, назад у прошлост, достиже се гравитациони сингуларитет, прилично апстрактан математички концепт, који можда одговара, а можда и не одговара стварности. Из тога је израсла теорија [[Велики прасак|Великог праска]], која је данас преовлађујући модел свемира. Старост свемира, рачунајући од Великог праска, према садашњим подацима које је прикупила -{WMAP}- сонда [[наса|агенције НАСА]] ({{јез-енг|WMAP — Wilkinson Microwave Anisotropy Probe}}, Вилкинсонова сонда микроталасне анизотропије) процењује се на око 13,7 милијарди (13,7 × 10<sup>9</sup>) година, са границом грешке од око 1% (± 200 милиона година). Друге методе процене старости дају различите вредности за старост свемира које крећу од 11 милијарди до 20 милијарди година.<ref name="planck_cosmological_parameters"/><ref name="Planck_perfectuniverse" /><ref>[https://web.archive.org/web/20030411094824/http://www.space.com/scienceastronomy/age_universe_030103.html Age of Universe Revised, Again]</ref> Већина оцена груписана је у опсегу 13-15 милијарди година.<ref>[http://www.astro.ucla.edu/~wright/age.html Wright, Edward L. (2005) "Age of the Universe"]</ref><ref>[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/299/5603/65?ijkey=3D7y0Qonz=GO7ig.&keytype=3Dref&siteid=3Dsci Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology], Приступљено 24. 4. 2013.</ref>
 
ФундаметалниФундаментални аспект Великог праска може се данас видети у опсервацији која се заснива на чињеници да што су [[галаксија|галаксије]] даље од нас то брже од нас одмичу. Такође се може уочити при [[космичко позадинско зрачење|космичком микроталасном позадинском зрачењу]] које је много слабије зрачење од оног скорије насталог након Великог праска. Ово позадинско зрачење је значајно униформно у свим правцима, које су космолози покушавали да објасне почетним периодом брзе [[инфлација|инфлације]] (ширења) уз Велики прасак.<ref>{{Cite book|last=Silk|first = Joseph| title = Horizons of Cosmology| publisher = Templeton Pressr|year=2009|pages=208}}</ref><ref>{{Cite book|last=Singh|first = Simon| title = Big Bang: The Origin of the Universe|url=https://archive.org/details/bigbangoriginofu0000sing| publisher = Harper Perennial|year=2005|pages=[https://archive.org/details/bigbangoriginofu0000sing/page/n560 560]}}</ref><ref name=Sivaram>{{cite journal|last=Sivaram|first=C.| journal=Astrophysics & Space Science |year=1986| volume=125 | doi=10.1007/BF00643984 | bibcode=1986Ap&SS.125..189S | title= Evolution of the Universe through the Planck epoch|pages=189}}</ref>
 
== Структура васионе ==
Ред 75:
 
[[Датотека:Messier51 sRGB.jpg|350п|мини|десно|Пример спиралне галаксије ([[Месје 51]]).]]
[[Галаксија|Галаксије]] су основни елементи васионе. За све васионске објекте типично је да су растојања између њих знатно већа од димензија самих објеката. У случају [[галаксија]] то изгледа отприлике овако: ако замислимо да је просечна галаксија величине новчића од једног [[Српски динар|динара]] (стварне димензије су им реда 1.018 -{km}-), средње растојање између галаксија износи око један [[метар]]. Међугалактички простор испуњен је практично само зрачењима чији су извор углавном звезде у галаксијама, као и одређеном количином веома разређеног међугалактичког гаса. Галаксије нису равномерно распоређене у простору. Оне се групишу у јата галаксија - системе који могу да садрже од неколико десетина до неколико хиљада чланова. Тек су оваква јата галаксија статистички равномерно распоређена у простору. Основне особине васионе јесу њена хомогеност и изотропност. Ако посматрамо разне области васионе увек исте велике запремине, у свакој од њих ћемо, у просеку наћи исти број галаксија. У томе се састоји хомогеност васионе. Ако пак из било које тачке у васиони вршимо посматрање у различитим правцима у сваком правцу ћемо, у просеку, срести исти број галаксија, у томе се састоји изортопностизотропност васионе. Другим речима у васиони не постоји ни једно место и ни један правац који би се по ма чему разликовао од осталих: свако се место равномерно може сматрати центром васионе или што је исто центар васионе не постоји.
 
Нашем посматрању доступан је само одређени део васионе, тај део васионе називамо мета галаксија. Васиона за нас, дакле није бесконачна. За посматраче на земљи постоји дефинисан својеврсни хоризонт васионе који је од нас подједнако удаљен у свим правцима. Можемо се донекле слободно изразити и рећи да је васиона састављена од бесконачно много метагалаксија које се преклапају и у просеку не разликују једна од друге.
Ред 98:
 
== Судбина Свемира ==
[[Александар Александрович Фридман]] (1888-1925) описао је 1922. године две могућности шта ће се догодити са свемир који се шири. Према првој могућност свемир ће се шири и разређивати до одређене границе, а тада ће преовладати гравитација и он ће почети да се скупља, самоурушава. Према тој замисли галаксије ће се сабијати а и звезде у њима. Материја ће постајати све сабијенија, а гравитација и температура у сабијеном свемиру стално ће расти. У једном тренутку може се скупљати до исте величине из које је почео настакнастанак свемира. Тако се могу успоставити кружна понављања пулсирајућих свемира и може их постојати бесконачан број, или скоро бесконачан.{{sfn|Логос|2017|p=289, 295}}
Према другој Фридмановој замисли свемир неће имати довољно гравитације да заустави ширење и ширити све више, постајаће празнији и хладнији, а простора у свемиру ће бити све више. На крају све што постоји биће толико удаљено да ће простор-време постати скоро потпуна празнина. Значи свемир се може ширити се до нестанка.{{sfn|Логос|2017|p=289, 296}}
 
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/wiki/Свемир”