Universets historie

Moderne ideer om hovedstadierne i universets udvikling er baseret på følgende teorier:

Friedmans ekspansionsteori ;
teorier om Big Bang (teorier om det varme univers);
teorier om inflation ;
hierarkisk teori om strukturdannelse i stor skala ;
stjernebefolkningsteorier . _

Ekstrapolering af universets udvidelse baglæns i tid fører til det kosmiske singularitetspunkt , i nærheden af hvilket fysikkens nu kendte love holder op med at virke. Tidspunktet for ekspansion fra denne kosmiske singularitet til den nuværende tilstand kaldes universets tidsalder ; ifølge forskellige kilder er det cirka 14 milliarder år.

Ekspansion er hovedprocessen, som alle de andre finder sted imod, så hele udviklingshistorien kan opdeles i ekspansionsstadier [1] :

Planck-epoken er det øjeblik, hvorfra moderne fysik begynder at virke .
inflationsstadiet. På dette stadium er der en kraftig stigning i universets størrelse, og i slutningen af det - også en stærk opvarmning.
Stadiet af strålingsdominans. Hovedstadiet i det tidlige univers. Temperaturen begynder at falde og i begyndelsen adskilles den elektrosvage vekselvirkning fra den stærke vekselvirkning , derefter dannes kvarker . Efter ændringen af successive epoker af hadroner og leptoner , i nukleosynteseepoken dannes kemiske grundstoffer, vi kender.
Tiden med stoffets dominans (støv). I begyndelsen af denne epoke adskilles elektromagnetisk stråling fra stoffet, og der dannes en reliktbaggrund. Så kommer den mørke middelalder. De slutter, når strålingen fra de første stjerner re-ioniserer stoffet.
Λ -dominans. nuværende epoke.

Øjeblikket for dannelsen af relikviebaggrunden er grænsen for stoffets udvikling. Hvis det før det var fuldstændig bestemt af udvidelsen, så efter rollen som den første violin påtager sig gravitationsinteraktionen af stofophobninger, både med hinanden og med sig selv. Det er hende, der er ansvarlig for dannelsen af stjerner, stjernehobe af galakser såvel som fusionen af sidstnævnte.

Adskillelsen af relikviebaggrunden blev mulig på grund af afkølingen af universet forårsaget af udvidelsen. Den samme proces, der forudbestemte slutningen af tyngdekraftens dominansalder og genereret af den, var en ændring i den kemiske sammensætning på grund af supernovaeksplosioner.

Livets fremkomst er det næste trin i universets udvikling, hvilket betyder, at materie nu kan selvorganisere sig og ikke i alt afhænger af ydre forhold.

Planck æra

Planck-epoken er den tidligste epoke i historien om det observerbare univers , som der er nogen teoretiske antagelser om. Under denne epoke havde universets stof en energi på ~10 19 GeV, en massefylde på ~10 97 kg/m³ og var ved en temperatur på ~10 32 K [2] . Det tidlige univers var et meget homogent og isotropisk medium med usædvanlig høj energitæthed, temperatur og tryk. Som et resultat af ekspansion og afkøling skete der faseovergange i universet, svarende til kondensation af en væske fra en gas, men i forhold til elementarpartikler . Det sluttede efter Planck-tiden (10 −43 sekunder [3] efter Big Bang ). Efter Planck-æraen adskilte gravitationsinteraktionen sig fra resten af de fundamentale interaktioner .

Moderne kosmologi mener, at i slutningen af Planck-epoken begyndte den anden fase af udviklingen af universet - epoken for den store forening , og derefter førte symmetribruddet hurtigt til en æra med kosmisk inflation , hvor universet steg kraftigt i størrelse på kort tid [4] .

Teoretisk grundlag

Da der i øjeblikket ikke er nogen almindeligt accepteret teori, der tillader at kombinere kvantemekanik og relativistisk tyngdekraft, kan moderne videnskab ikke beskrive begivenheder, der forekommer i tider mindre end Planck-tiden og i afstande mindre end Planck-længden (ca. 1,616 × 10-35 m - afstand, hvilket lys rejser i Planck-tid).

Uden en forståelse af kvantetyngdekraften - en teori, der kombinerer kvantemekanik og relativistisk tyngdekraft - forbliver Planck-æraens fysik uklar. Principperne, der ligger til grund for enheden af grundlæggende interaktioner, såvel som årsagerne til og forløbet af processen med deres adskillelse, er stadig dårligt forstået.

Tre af de fire kræfter er med succes blevet beskrevet inden for rammerne af en samlet teori, men problemet med at beskrive tyngdekraften er endnu ikke løst. Hvis vi ikke tager højde for kvantegravitationseffekter, så viser det sig, at universet begyndte med en singularitet med uendelig tæthed; under hensyntagen til disse effekter giver os mulighed for at komme til andre konklusioner.

Blandt de mest udviklede og lovende kandidater til en samlende teori er teorien om strenge og sløjfekvantetyngdekraft . Derudover arbejdes der aktivt med ikke-kommutativ geometri og andre områder, der gør det muligt at beskrive processerne omkring Universets oprindelse.

Eksperimentelle undersøgelser

Indtil for nylig var eksperimentelle data til at underbygge antagelserne om Planck-epoken praktisk talt fraværende, men de seneste resultater opnået af WMAP-sonden tillod videnskabsmænd at teste hypoteser om de første 10 -12 fraktioner af a i hundredtusinder af år). På trods af at dette tidsinterval stadig er mange størrelsesordener større end Planck-tiden, er der i øjeblikket eksperimenter i gang (inklusive Planck- projektet) med lovende resultater, der vil give os mulighed for at flytte grænsen for den "studerede" tid tættere på øjeblikket universet dukkede op, og måske vil de give information om Planck-æraen.

Derudover er en vis forståelse af processerne i det tidlige univers givet af data fra partikelacceleratorer . For eksempel gjorde eksperimenter ved Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) det muligt at bestemme, at kvark-gluon plasma (en af de tidligste tilstande af stof) opfører sig mere som en væske end en gas. Ved Large Hadron Collider er det muligt at studere endnu tidligere stoftilstande, men på nuværende tidspunkt er der hverken eksisterende eller planlagte acceleratorer, der vil tillade opnåelse af energier af størrelsesordenen Planck-energien (ca. 1,22 × 10 19 GeV ).

Udvidelsen af universet

Scene	Udvikling $a(\eta)$	Hubble-parameter
inflationær	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
strålingsdominans	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
støvstadiet	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t}}$
$\lambda$ -dominans	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Kosmologiske parametre ifølge WMAP og Planck data
	WMAP [5]	Planck [6]
Universets alder t 0 milliarder år	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4

Universets udvidelse er en storstilet proces, hvis forløb i det væsentlige bestemmer forløbet af dets udvikling: På grund af udvidelsen falder gennemsnitstemperaturen, hvilket bestemmer, hvor længe og med hvilken hastighed primær nukleosyntese vil finde sted på baggrund af ekspansion sker der udvikling af fluktuationer, som så skulle blive til galakser mv. Eksperimentelt manifesterer udvidelsen af universet sig i form af et rødt skift af spektrallinjerne i fjerne galakser i overensstemmelse med Hubble-loven , såvel som i form af en stigning i tidspunktet for den synlige forekomst af forskellige processer i dem (varigheden af supernovaer og andre).

Universet udvider sig fra en indledende supertæt og supervarm tilstand, det såkaldte Big Bang . Hvorvidt den oprindelige tilstand er ental (som forudsagt af den klassiske tyngdekraftsteori - den generelle relativitetsteori eller GR) eller ej - er et aktivt diskuteret spørgsmål, håb om dens løsning er forbundet med udviklingen af kvanteteorien om tyngdekraft .

Friedmanns model

Inden for rammerne af den generelle relativitetsteori kan hele universets dynamik reduceres i den første tilnærmelse til simple differentialligninger for skalafaktoren , en værdi der afspejler ændringen i afstande i ensartet ekspanderende eller sammentrækkende rum [7] : $på)$

energiligning

\left({\frac {{\dot a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G\rho }{3}}-\left({\frac {kc^ {2}}{a^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}});

bevægelsesligningen

{\frac {{\ddot a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\venstre(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\ højre)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}};

kontinuitetsligning

{\frac {d\rho }{dt}}=-3H\venstre(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\højre);

hvor k er krumningen af rummet (tager værdierne −1, 0, 1), Λ er den kosmologiske konstant , ρ er universets gennemsnitlige tæthed, P er gennemsnitstrykket, c er lysets hastighed, og prikken over bogstavet angiver at tage den afledede med hensyn til tid, for eksempel . ${\dot a}=da/dt$

For en sådan model er intervallet mellem to hændelser skrevet som følger:

ds^{2}=c^{2}dt^{2}-a^{2}(t)dR^{2},

hvor dR² beskriver modelrummets geometriske egenskaber og er metrikken for et tredimensionelt isotropt og homogent rum: fladt ved k =0, sfærisk ved k =1 og hyperbolsk ved k = −1. I sådanne koordinatsystemer er ændringshastigheden af den fysiske afstand l mellem to punkter, der hviler i det kommende koordinatsystem:

v={\frac {{\dot a}}{a}}l.

Dette er intet andet end Hubble-loven , hvor Hubble-parameteren er en tidsvarierende værdi:

H(t)={\frac {{\dot a}}{a}}.

Hvis vi nu erstatter dette udtryk i energiligningen og bringer værdierne, kommer vi frem til udtrykket:

1=\Omega _{m}+\Omega _{k}+\Omega _{{\Lambda )),

hvor Ωm = 8πGρ/3H2 , Ωk = - ( kc2 ) / ( a2H2 ) , ΩΛ = (Λc2 ) /( 3H2 ) [ 7 ] .

Inflationsudvidelse

Big bang

Big Bang er en kosmologisk model , der beskriver universets tidlige udvikling [8] , nemlig begyndelsen på universets ekspansion , før hvilken universet var i en singular tilstand .

Normalt kombineres nu automatisk teorien om Big Bang og modellen for det varme univers , men disse begreber er uafhængige, og historisk var der også ideen om et koldt indledende univers nær Big Bang. Det er kombinationen af Big Bang-teorien med teorien om det varme univers, understøttet af eksistensen af kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling , der overvejes yderligere.

Kosmologisk singularitet

Den kosmologiske singularitet er universets tilstand i begyndelsen af Big Bang , karakteriseret ved en uendelig tæthed og temperatur af stof. Den kosmologiske singularitet er et eksempel på gravitationelle singulariteter , der forudsiges af generel relativitet (GR) og nogle andre teorier om tyngdekraften .

Forekomsten af denne singularitet, når man fortsætter tilbage i tiden med enhver løsning af generel relativitet [9] , der beskriver dynamikken i universets udvidelse , blev strengt bevist i 1967 af Stephen Hawking [10] . Han skrev også:

"Resultaterne af vores observationer bekræfter antagelsen om, at universet opstod på et bestemt tidspunkt. Men selve tidspunktet for skabelsens begyndelse, singulariteten, adlyder ikke nogen af fysikkens kendte love.

F.eks. kan tæthed og temperatur ikke være uendelig på samme tid, da kaosmålet ved uendelig tæthed har en tendens til nul, hvilket ikke kan kombineres med uendelig temperatur. Problemet med eksistensen af en kosmologisk singularitet er et af de mest alvorlige problemer i den fysiske kosmologi. Pointen er, at ingen af vores viden om, hvad der skete efter Big Bang, kan give os nogen information om, hvad der skete før.

Forsøg på at løse problemet med eksistensen af denne singularitet går i flere retninger: For det første menes det, at kvantetyngdekraften vil give en beskrivelse af dynamikken i et gravitationsfelt fri for singulariteter [11] , og for det andet er der en opfattelse, at at tage hensyn til kvanteeffekter i ikke-gravitationelle felter kan krænke betingelsen energidominans , som Hawkings bevis er baseret på [11] , for det tredje foreslås sådanne modificerede teorier om tyngdekraft , hvor singulariteten ikke opstår, da det ekstremt komprimerede stof begynder at skubbe adskilt af gravitationskræfter (den såkaldte gravitationelle frastødning ), og ikke tiltrækker hinanden.

St. Augustin hævdede, at tiden er en egenskab ved universet , som dukkede op sammen med sig selv. Da der ikke er nogen entydig videnskabelig forklaring på et sådant paradoks , foreslog Georgy Gamow at kalde den augustinske epoke for universets tilstand "før" og "i øjeblikket" af Big Bang . En sådan tilstand omtales ofte som nulpunktet eller kosmologisk singularitet .

De første tre minutter. Primær nukleosyntese

Fra begyndelsen af fødslen (eller i det mindste fra slutningen af inflationsstadiet) og i tiden indtil temperaturen forbliver under 10 16 GeV (10 −10 s) er alle kendte elementarpartikler til stede, og alle har de ingen masse. Denne periode kaldes perioden for den store forening, hvor de elektrosvage og stærke vekselvirkninger forenes [12] .

I øjeblikket er det umuligt at sige præcis, hvilke partikler der er til stede i det øjeblik, men noget er stadig kendt. Værdien af η er en indikator for entropi og karakteriserer også overskuddet af partikler i forhold til antipartikler [13] :

${\frac {n_{p}-n_{\bar {p}}}{n_{p}}}=10^{-9}.$

I det øjeblik, hvor temperaturen falder til under 10 15 GeV , vil X- og Y-bosoner med tilsvarende masser sandsynligvis blive frigivet .

Den store forenings æra er erstattet af den elektrosvage forenings æra, hvor de elektromagnetiske og svage vekselvirkninger repræsenterer en enkelt helhed. Denne epoke er præget af udslettelse af X- og Y-bosoner . I det øjeblik, hvor temperaturen falder til 100 GeV , slutter den elektrosvage foreningsepoke, kvarker, leptoner og mellembosoner dannes.

Hadron-æraen kommer, æraen med aktiv produktion og udslettelse af hadroner og leptoner. I denne epoke er tidspunktet for kvark-hadron-overgangen eller tidspunktet for kvark indespærring bemærkelsesværdigt , hvor sammensmeltningen af kvarker til hadroner blev mulig. I dette øjeblik er temperaturen 300-1000 MeV , og tiden fra universets fødsel er 10 −6 s .

Hadron-æraens epoke er nedarvet af lepton-æraen - i det øjeblik, hvor temperaturen falder til niveauet 100 MeV , og på uret 10 −4 s . I denne æra begynder universets sammensætning at ligne det moderne; hovedpartiklerne er fotoner, udover dem er der kun elektroner og neutrinoer med deres antipartikler, samt protoner og neutroner. I denne periode indtræffer en vigtig begivenhed: stoffet bliver gennemsigtigt for neutrinoer. Der er noget som en reliktbaggrund, men for neutrinoer. Men da adskillelsen af neutrinoer fandt sted før adskillelsen af fotoner, hvor nogle typer partikler endnu ikke var udslettet, hvilket gav deres energi til resten, kølede de mere ned. Nu burde neutrinogassen være kølet ned til 1,9 K , hvis neutrinoer ikke har nogen masse (eller deres masser er ubetydelige).

Ved en temperatur T≈0,7 MeV krænkes den termodynamiske ligevægt mellem protoner og neutroner, som eksisterede før, og forholdet mellem koncentrationen af neutroner og protoner fryser til en værdi på 0,19. Syntesen af kerner af deuterium, helium, lithium begynder. Efter ~200 sekunder efter universets fødsel falder temperaturen til værdier, hvor nukleosyntese ikke længere er mulig, og den kemiske sammensætning af stof forbliver uændret indtil fødslen af de første stjerner [12] .

Den store forenings æra

Epoken for den store forening (herefter benævnt EVO) er et begreb, der bruges i kosmologien til at bestemme den anden fase af universets udvikling . Baseret på den kosmologiske model af universet, som udvider sig, er det almindeligt accepteret, at EVO startede på tidspunktet for tiden fra ~10 −43 sekunder [14] , hvor stoffets tæthed var 10 92 g/cm³, og temperaturen var 10 32 K. Faseovergangen forårsagede en eksponentiel ekspansion Univers, som forårsagede overgangen til inflationens æra.

Fundamentals of the EVO

I den fysiske kosmologi, hvis man antager, at GUT beskriver naturen , var EVO perioden i udviklingen af det tidlige univers efter Planck-epoken og forud for den inflationære epoke . Fra det øjeblik, EVO begynder, svækkes kvanteeffekter, og den generelle relativitetsteori træder i kraft . Adskillelsen af gravitationsinteraktionen fra resten af de fundamentale interaktioner på grænsen af epokerne - Planck og den store forening - førte til en af faseovergangene af primært stof, ledsaget af en krænkelse af ensartetheden af dens tæthed . Efter adskillelsen af tyngdekraften (den første adskillelse) fra foreningen af de grundlæggende kræfter i slutningen af Planck-æraen, var tre af de fire kræfter - de elektromagnetiske , stærke og svage kræfter - stadig forenet som den elektroniske nukleare kraft . Under den forenede tidsalder var fysiske egenskaber såsom masse , smag og farve meningsløse.

Det antages, at under EVO var universets temperatur sammenlignelig med de karakteristiske temperaturgradienter for forenet teori . Hvis den store foreningsenergi antages at være 10 15 GeV, vil dette svare til temperaturer over 10 27 K.

Det er almindeligt accepteret, at EVO sluttede ca. 10 −34 sekunder [15] fra tidspunktet for Big Bang , hvor stoffets tæthed var 10 74 g/cm³, og temperaturen var 10 27 K, hvilket svarer til en energi på 10 14 GeV - på dette tidspunkt fra den primære interaktion adskilles den stærke nukleare interaktion , som begynder at spille en fundamental rolle i de skabte forhold. Denne adskillelse førte til den næste faseovergang og som et resultat til en storstilet udvidelse af universet - inflationær udvidelse af universet og væsentlige ændringer i stoffets tæthed og dets fordeling i universet.

Inflationens tidsalder

Mellem 10 −36 og 10 −32 [3] s efter Big Bang. I denne epoke er universet stadig overvejende fyldt med stråling, og kvarker, elektroner og neutrinoer begynder at dannes. I de tidlige stadier af ekspansionsepoken henfalder de resulterende kvarker og hyperoner (som tager energi fra fotoner) hurtigt. Antag eksistensen af cyklusser med vekslende opvarmning og genafkøling af universet. Efter afslutningen af denne periode var universets byggemateriale kvark-gluon plasma . Som tiden gik, faldt temperaturen til værdier, hvor den næste faseovergang, kaldet baryogenese , blev mulig . Et yderligere temperaturfald førte til den næste faseovergang - dannelsen af fysiske kræfter og elementarpartikler i deres moderne form, som førte gennem epoken med elektrosvage interaktioner , kvarkens epoke , hadronernes epoke , leptonernes epoke til overgangen til nukleosynteseepoken .

Baryogenese

Baryogenese er universets tilstand i tidsintervallet 10 −35 og 10 −31 s fra tidspunktet for Big Bang ( Inflationary Epoke ), hvor kvarker og gluoner forenede sig til hadroner (herunder baryoner ), samt navnet af processen i en sådan forening. Det antages, at på grund af opfyldelsen af Sakharov-betingelserne (ikke -bevarelse af baryontallet , CP-krænkelse , krænkelse af termisk ligevægt) under baryogenese opstod den såkaldte baryonasymmetri i universet - den observerede asymmetri mellem stof og antistof (den første er næsten udelukkende til stede i det moderne univers).

Baryon-asymmetri af universet

Universets baryonsymmetri er den observerede overvægt af stof over antistof i den synlige del af universet . Denne observationelle kendsgerning kan ikke forklares ved at antage en indledende baryonisk symmetri under Big Bang , hverken i form af standardmodellen eller i form af generel relativitet , de to teorier, der er grundlaget for moderne kosmologi . Sammen med den rumlige fladhed af det observerbare univers og horisontproblemet er det et af aspekterne af problemet med begyndelsesværdier i kosmologi.

Der er flere hypoteser, der forsøger at forklare fænomenet baryonasymmetri, men ingen af dem er anerkendt af det videnskabelige samfund som pålideligt bevist.

De mest almindelige teorier udvider standardmodellen på en sådan måde, at i nogle reaktioner er en stærkere krænkelse af CP-invarians mulig sammenlignet med dens krænkelse i standardmodellen. Disse teorier antager, at mængden af baryonisk og antibaryonstof oprindeligt var den samme, men senere, af en eller anden grund, på grund af asymmetrien i reaktionerne med hensyn til hvilke partikler - stof eller antistof - der deltager i dem, skete der en gradvis stigning i mængden af baryonisk stof og et fald i mængden af antibaryon. Lignende teorier opstår naturligt i store forenede modeller .

Andre mulige scenarier for fremkomsten af asymmetri involverer enten en makroskopisk adskillelse af områderne for lokalisering af stof og antistof (hvilket virker usandsynligt), eller absorption af antistof af sorte huller , der kan adskille det fra stof under betingelse af krænkelse af CP-invarians . Sidstnævnte scenarie kræver eksistensen af hypotetiske tunge partikler, der henfalder med kraftig CP-overtrædelse.

I 2010 blev der fremsat en hypotese om, at baryonsymmetrien er forbundet med tilstedeværelsen af mørkt stof . Ifølge antagelsen er bærerne af den negative baryonladning mørkt stofpartikler, der ikke er tilgængelige for direkte observation i jordbaserede eksperimenter, men manifesterer sig gennem gravitationsinteraktion på skalaen af galakser [16] [17] .

Tiden med elektrosvage interaktioner

Mellem 10 −32 og 10 −12 sekunder efter Big Bang [3] . Temperaturen i universet er stadig meget høj. Derfor er elektromagnetiske interaktioner og svage interaktioner stadig en enkelt elektrosvag interaktion . På grund af meget høje energier dannes der en række eksotiske partikler , såsom Higgs boson [18] og W-boson , Z-boson .

Kvarkernes æra

Mellem 10 −12 og 10 −6 s [3] efter Big Bang. Elektromagnetiske , gravitationelle , stærke , svage interaktioner dannes i deres nuværende tilstand. Temperaturer og energier er stadig for høje til, at kvarker kan samle sig i hadroner. Kaldes også epoken for kvark-gluonplasmaet [3] .

Hadron- epoken

Mellem 10 −6 og 1 s efter Big Bang [3] . Kvark-gluon-plasmaet afkøles, og kvarker begynder at samle sig i hadroner, herunder for eksempel protoner og neutroner.

Leptonernes æra

Mellem 1 og 10 sekunder efter Big Bang [3] . Størrelsen af det observerbare univers var dengang mindre end hundrede astronomiske enheder [19] . Under hadron-epoken tilintetgør de fleste hadroner og anti-hadroner (gensidigt tilintetgør) med hinanden og efterlader par af leptoner og antileptoner som den dominerende masse i universet. Cirka 10 sekunder efter Big Bang falder temperaturen til et punkt, hvor der ikke længere produceres leptoner . Leptoner og antileptoner tilintetgør til gengæld hinanden, og kun en lille rest af leptoner er tilbage i universet. Neutrinoer frigives og begynder at bevæge sig frit i rummet. En neutrinoneutrino-baggrund opstår , teoretisk set bør den observeres i dag, men på grund af tekniske vanskeligheder med at registrere lavenergi-neutrinoer, er en relikt neutrino-baggrund endnu ikke blevet opdaget.

Primær nukleosyntese

Cirka 10 sekunder efter Big Bang [3] kølede stof nok ned til at danne stabile nukleoner , og processen med primær nukleosyntese begyndte . Det varede indtil universets alder 20 minutter , og i løbet af denne tid blev den primære sammensætning af stjernestof dannet: omkring 25% helium-4 , 1% deuterium , spor af tungere grundstoffer op til bor , resten er brint .

Strålingens æra

Efter 70.000 år begynder stof at dominere stråling, hvilket fører til en ændring i universets ekspansionstilstand. I slutningen af epoken på 379.000 år rekombinerer brint, og universet bliver gennemsigtigt for fotoner af termisk stråling. Efter et yderligere fald i temperaturen og universets udvidelse indtraf det næste overgangsmoment, hvor tyngdekraften blev den dominerende kraft.

Den primære rekombinations æra

Universet afkølede gradvist og 379.000 år efter Big Bang blev ret koldt (3000 K ): bremsede elektroner fik mulighed for at kombinere med bremsede protoner ( brintkerner ) og alfapartikler ( heliumkerner ) og danne atomer (denne proces kaldes rekombination ). Fra tilstanden af plasma , uigennemsigtig for det meste af den elektromagnetiske stråling, gik stof over i en gasformig tilstand. Vi kan direkte observere den termiske stråling fra den æra i form af relikviestråling .

Dark Ages

Mellem 380.000 år og 550 millioner år [20] efter Big Bang. Universet er fyldt med brint og helium, relikviestråling, stråling af atomart brint ved en bølgelængde på 21 cm . Stjerner , kvasarer og andre lyse kilder er fraværende.

Reionisering

Reionisering (reioniseringsepoke [21] , reionisering [ 22] , sekundær ionisering af brint [23] ) - en del af universets historie (epoke) mellem 550 millioner år [20] og 800 millioner år efter Big Bang (ca. rødforskydning fra til ) [22] . Genionisering er forudgået af mørke middelalder . Og efter det - den nuværende æra af materien . De første stjerner (population III stjerner), galakser [24] , kvasarer [25] , hobe og superhobe af galakser dannes . Lyset udsendt af denne første generation af stjernepopulationer bragte den kosmologiske mørke middelalder til en ende og er kendt i fysisk kosmologi som det første lys [26] . $z=15$ $z=6.4$

Brint reioniseres af lyset fra stjerner og kvasarer. Reioniseringshastigheden afhang af hastigheden af dannelsen af objekter i universet [27] . På grund af gravitationel tiltrækning begynder stoffet i universet at blive fordelt blandt isolerede klynger (" klynger "). Tilsyneladende var de første tætte objekter i det mørke univers kvasarer . Så begyndte de tidlige former for galakser og gas- og støvtåger at dannes. De første stjerner begynder at dannes, hvor der syntetiseres grundstoffer, der er tungere end helium. I astrofysik kaldes ethvert grundstof, der er tungere end helium, et "metal".

Den 11. juli 2007 opdagede Richard Ellis (Caltech) på det 10 meter lange Keck II-teleskop 6 stjernehobe, der blev dannet for 13,2 milliarder år siden. De opstod således, da universet kun var 500 millioner år gammelt [28] .

Stjernedannelse

Stjernedannelse er en astrofysisk betegnelse for en storstilet proces i en galakse , hvor stjerner begynder at dannes i massevis fra interstellar gas [29] . Spiralarmene , den generelle struktur af galaksen , stjernepopulationen , lysstyrken og kemiske sammensætning af det interstellare medium er alle resultatet af denne proces [30] .

Størrelsen af det område, der er dækket af stjernedannelse, overstiger som regel ikke 100 pct. Der er dog komplekser med et udbrud af stjernedannelse, kaldet superassociationer, der i størrelse kan sammenlignes med en uregelmæssig galakse.

I vores og flere nærliggende galakser er direkte observation af processen mulig. I dette tilfælde er tegnene på igangværende stjernedannelse [31] :

tilstedeværelsen af stjerner af spektralklasser OBA og relaterede objekter (HII-regioner, udbrud af nye og supernovaer );
infrarød stråling , både fra opvarmet støv og fra de unge stjerner selv;
radioemission fra gas- og støvskiver omkring dannede og nyfødte stjerner;
Dopplerspaltning af molekylære linjer i en roterende skive omkring stjerner;
Doppler-spaltning af molekylære linjer af tynde hurtige stråler ( jets ), der undslipper disse skiver (fra deres poler) med en hastighed på ca. 100 km/s;
tilstedeværelsen af associationer, klynger og stjernekomplekser med massive stjerner (massive stjerner fødes næsten altid i store grupper);
tilstedeværelse af kugler .

Efterhånden som afstanden øges, falder objektets tilsyneladende vinkelstørrelse også, og fra et bestemt tidspunkt er det ikke muligt at se individuelle objekter inde i galaksen. Så er kriterierne for stjernedannelse i fjerne galakser [29] :

høj lysstyrke i emissionslinjer , især i H α ;
øget kraft i de ultraviolette og blå dele af spektret , som strålingen fra massive stjerner er direkte ansvarlig for;
øget stråling ved bølgelængder nær 8 µm ( IR-område );
øget effekt af termisk og synkrotronstråling i radioområdet ;
øget røntgeneffekt forbundet med varm gas.

Generelt kan processen med stjernedannelse opdeles i flere stadier: dannelsen af store gaskomplekser (med en masse på 10 7 M ʘ ), fremkomsten af gravitationsbundne molekylære skyer i dem, gravitationskompressionen af deres tætteste dele før dannelsen af stjerner, opvarmningen af gassen ved stråling fra unge stjerner og udbrud af nye og supernovaer, undslipper gas.

Oftest kan stjernedannende områder findes [31] :

i kernerne af store galakser,
i enderne af spiralarmene,
i periferien af uregelmæssige galakser,
i den lyseste del af en dværggalakse .

Stjernedannelse er en selvregulerende proces: Efter dannelsen af massive stjerner og deres korte levetid opstår en række kraftige udbrændinger, der kondenserer og opvarmer gassen. På den ene side fremskynder komprimeringen komprimeringen af relativt tætte skyer inde i komplekset, men på den anden side begynder den opvarmede gas at forlade stjernedannelsesområdet, og jo mere den opvarmes, jo hurtigere forlader den.

De mest massive stjerner lever relativt korte liv - nogle få millioner år. Det faktum, at sådanne stjerner eksisterer, betyder, at stjernedannelsesprocesserne ikke sluttede for milliarder af år siden, men finder sted i den nuværende æra.

Stjerner, hvis masse er mange gange større end Solens masse , har enorme størrelser, høj lysstyrke og temperatur i det meste af deres liv . På grund af deres høje temperatur er de blålige i farven og kaldes derfor blå supergiganter . Sådanne stjerner fører ved at opvarme den omgivende interstellare gas til dannelsen af gaståger . I løbet af deres forholdsvis korte liv har massive stjerner ikke tid til at bevæge sig en væsentlig afstand fra deres oprindelsessted, så lyse gaståger og blå supergiganter kan betragtes som indikatorer for de områder af galaksen, hvor stjernedannelse for nylig har fundet sted eller er stadig finder sted.

Unge stjerner er ikke tilfældigt fordelt i rummet. Der er store områder, hvor de slet ikke observeres, og områder, hvor de er relativt talrige. De fleste blå supergiganter observeres i Mælkevejens område , det vil sige nær galaksens plan, hvor koncentrationen af gas og støv interstellart stof er særlig høj.

Men selv nær galaksens plan er unge stjerner ujævnt fordelt. De mødes næsten aldrig alene. Oftest danner disse stjerner åbne hobe og mere sjældne store stjernegrupper, kaldet stjerneforeninger , som tæller ti, og nogle gange hundredvis af blå supergiganter. Den yngste af stjernehobene og foreningerne er mindre end 10 millioner år gamle. I næsten alle tilfælde observeres disse unge formationer i områder med øget interstellar gastæthed. Dette indikerer, at processen med stjernedannelse er forbundet med interstellar gas.

Et eksempel på en stjernedannende region er det gigantiske gaskompleks i stjernebilledet Orion. Det optager næsten hele området af denne konstellation på himlen og inkluderer en stor masse neutral og molekylær gas , støv og en række lyse gaståger. Dannelsen af stjerner i den fortsætter på nuværende tidspunkt.

Grundlæggende information

For at starte processen med stjernedannelse fra interstellar gas- og støvtåger i galakser kræves tilstedeværelsen af stof i rummet, som er i en tilstand af gravitationel ustabilitet af den ene eller anden grund [32] . For eksempel kan type Ib\c og II supernovaeksplosioner tæt på skyen , nærhed til massive stjerner med intens stråling og tilstedeværelsen af eksterne magnetfelter, såsom Mælkevejens magnetfelt, tjene som en udløser . Dybest set foregår stjernedannelsesprocessen i skyer af ioniseret brint eller H II-områder . Afhængigt af galaksetypen forekommer intens stjernedannelse enten i tilfældigt fordelte områder eller i områder ordnet i spiralstrukturer af galakser [33] . Stjernedannelse har karakter af "lokale udbrud". Tiden for "opblussen" er kort, i størrelsesordenen adskillige millioner år, skalaen er op til hundredvis af parsecs [30] .

Sammensætningen af de interstellare gasområder , hvorfra stjerner er dannet, bestemmer deres kemiske sammensætning, hvilket gør det muligt at datere dannelsen af en bestemt stjerne eller tilskrive den en bestemt type stjernepopulationer . Ældre stjerner blev dannet i områder, der var praktisk talt fri for tunge grundstoffer og dermed blottet for disse elementer i deres atmosfærer , som bestemt ud fra spektrale observationer . Ud over spektrale egenskaber påvirker den oprindelige kemiske sammensætning af en stjerne dens videre udvikling og for eksempel fotosfærens temperatur og farve .

Antallet af stjerner i en bestemt befolkning bestemmer hastigheden af stjernedannelse i et bestemt område over en længere periode. Den samlede masse af nye stjerner på et år kaldes stjernedannelseshastigheden (SFR, Star Formation Rate).

Processen med stjernedannelse er et af hovedemnerne for studiet af disciplinen astrofysik . Fra synspunktet om universets udvikling er det vigtigt at kende historien om stjernedannelseshastigheden . Ifølge moderne data er stjerner med en masse på 1-10 M ☉ overvejende dannet i Mælkevejen nu .

Grundlæggende processer

De grundlæggende processer for stjernedannelse omfatter fremkomsten af gravitationel ustabilitet i skyen, dannelsen af en tilvækstskive og begyndelsen af termonukleære reaktioner i stjernen. Sidstnævnte kaldes også nogle gange fødslen af en stjerne . Begyndelsen af termonukleære reaktioner stopper som regel væksten af massen af det dannede himmellegeme og bidrager til dannelsen af nye stjerner i dets nærhed (se for eksempel Plejaderne , Heliosfæren ).

Stjernedannelse

I modsætning til udtrykket Stjernedannelse refererer udtrykket Stjernedannelse til den fysiske proces med dannelsen af specifikke stjerner fra gas- og støvtåger .

Galaksers oprindelse og udvikling

Fremkomsten af galakser er fremkomsten af store gravitationsbundne ophobninger af stof , der fandt sted i universets fjerne fortid . Det begyndte med kondenseringen af en neutral gas, startende fra slutningen af den mørke middelalder [24] . En tilfredsstillende teori om galaksers oprindelse og udvikling eksisterer endnu ikke. Der er flere konkurrerende teorier til at forklare dette fænomen, men hver har alvorlige problemer.

Som dataene på baggrundsbaggrunden viser, var universet i det øjeblik, hvor stråling fra stof adskilles, faktisk homogent, stofsvingningerne var ekstremt små, og dette er et betydeligt problem. Det andet problem er den cellulære struktur af superhobe af galakser og på samme tid den sfæriske struktur af mindre hobe. Enhver teori, der forsøger at forklare oprindelsen af universets storskalastruktur, må nødvendigvis løse disse to problemer (samt korrekt modellere galaksernes morfologi).

Den moderne teori om dannelsen af en storskala struktur, såvel som individuelle galakser, kaldes den "hierarkiske teori". Essensen af teorien koger ned til følgende: Til at begynde med var galakserne små i størrelse (omtrent ligesom den magellanske sky ), men med tiden smelter de sammen og danner flere og flere store galakser.

På det seneste er der blevet sat spørgsmålstegn ved teoriens gyldighed, og nedtrapning har ikke i ringe grad bidraget til dette . Men i teoretiske studier er denne teori dominerende. Det mest slående eksempel på sådan forskning er Millennium simulation (Millennium run) [34] .

Hierarkisk teori

Ifølge den første, efter fremkomsten af de første stjerner i universet, begyndte processen med gravitationel forening af stjerner i klynger og videre ind i galakser. For nylig er denne teori blevet sat i tvivl. Moderne teleskoper er i stand til at "se" så langt, at de ser objekter, der eksisterede cirka 400 tusind år efter Big Bang . Det blev fundet, at 400 millioner år efter Big Bang, dannede galakser allerede eksisterede. Det antages, at der er gået for lidt tid mellem fremkomsten af de første stjerner og ovennævnte udviklingsperiode af universet, og galakserne ville ikke have haft tid til at dannes.

Generelle bestemmelser

Enhver teori, på den ene eller anden måde, antager, at alle moderne formationer, fra stjerner til superhobe, blev dannet som et resultat af sammenbruddet af de indledende forstyrrelser. Det klassiske tilfælde er Jeans instability , som betragter en ideel væske, der skaber et gravitationspotentiale i overensstemmelse med Newtons tyngdelov. I dette tilfælde viser det sig ud fra ligningerne for hydrodynamik og potentialet, at størrelsen af den forstyrrelse, hvor kollapset begynder, er [35] :

\lambda _{J}={\sqrt {{\frac {u_{s}^{2}\pi }{G\rho )))),

hvor us er lydens hastighed i mediet, G er gravitationskonstanten, og ρ er tætheden af det uforstyrrede medium. En lignende overvejelse kan udføres på baggrund af det ekspanderende univers. For nemheds skyld skal du i dette tilfælde overveje størrelsen af den relative udsving . Så vil de klassiske ligninger antage følgende form [35] : $\delta ={\frac {\delta \rho }{\rho }}.$

\vartriangle \Phi =4\pi G\rho \delta ,

{\frac {\partial \delta }{\partial t))+Hx\triangledown \delta +\triangledown v=0,

{\frac {\partial v}{\partial t))+Hv+H(x\triangledown )v=-v_{s}^{2}\triangledown \delta -\triangledown \Phi .

Dette ligningssystem har kun én løsning, som stiger med tiden. Dette er ligningen for langsgående tæthedsudsving:

{\frac {\partial ^{2}\delta }{\partial ^{2}t))+2H{\frac {\partial \delta}{\partial t))+\venstre({\frac {k^ {2}}{a^{2}}}v_{s}^{2}-4\pi G\rho \right)\delta =0.

Heraf følger det især, at udsving af nøjagtig samme størrelse som i det statiske tilfælde er ustabile. Og forstyrrelser vokser lineært eller svagere, afhængigt af udviklingen af Hubble-parameteren og energitætheden.

Jeans-modellen beskriver tilstrækkeligt sammenbruddet af forstyrrelser i et ikke-relativistisk medium, hvis deres størrelse er meget mindre end den aktuelle begivenhedshorisont (inklusive for mørkt stof under det strålingsdominerede stadium). For de modsatte tilfælde er det nødvendigt at overveje de nøjagtige relativistiske ligninger. Energi-momentum-tensoren af en ideel væske med hensyn til små tæthedsforstyrrelser

T_{\nu }^{\mu }=(\rho +\delta \rho +p+\delta p)u^{\mu }u_{\nu}-\delta _{\nu }^{\mu}( p+\delta p)

er konserveret kovariant, hvorfra de hydrodynamiske ligninger generaliseret for det relativistiske tilfælde følger. Sammen med GR-ligningerne repræsenterer de det oprindelige ligningssystem, der bestemmer udviklingen af fluktuationer i kosmologien på baggrund af Friedmans løsning [35] .

Inflationsteori

En anden almindelig version er som følger. Som du ved, forekommer kvanteudsving konstant i vakuum . De fandt også sted i begyndelsen af universets eksistens, da processen med inflationær ekspansion af universet, ekspansion med en superluminal hastighed, var i gang. Det betyder, at selve kvanteudsvingene også udvidede sig, og til størrelser måske 10 10 12 gange større end den oprindelige. De af dem, der eksisterede på tidspunktet for inflationens afslutning, forblev "oppustede" og viste sig således at være de første graviterende inhomogeniteter i universet. Det viser sig, at sagen havde omkring 400 millioner år til gravitationssammentrækning omkring disse inhomogeniteter og dannelsen af gaståger . Og så begyndte processen med stjernernes fremkomst og omdannelsen af tåger til galakser.

Protogalaxy

Protogalaxy ( "urgalakse" ; engelsk protogalaxy, urgalakse ): i fysisk kosmologi , en sky af interstellar gas på transformationsstadiet til en galakse . Det antages, at hastigheden af stjernedannelse i denne periode med galaktisk udvikling bestemmer spiral- eller ellipseformen af det fremtidige stjernesystem (langsommere dannelse af stjerner fra lokale klumper af interstellar gas fører normalt til fremkomsten af en spiralgalakse). Udtrykket "protogalaxy" bruges hovedsageligt til at beskrive de tidlige faser af universets udvikling inden for rammerne af Big Bang -teorien .

Udforsker

Webb-teleskopet vil være i stand til at fortælle, hvornår og hvor genioniseringen af universet begyndte, og hvad der forårsagede det [36] .

Age of Matter

Startende fra 800 millioner år efter Big Bang [22] . For omkring 2,7 milliarder år siden sluttede reioniseringen af primordialt helium [37] . Dannelsen af en interstellar sky, der gav anledning til solsystemet. Dannelse af Jorden og andre planeter i vores solsystem, størkning af klipper.

Planetdannelse

Der er stadig ingen klarhed over, hvilke processer der finder sted under dannelsen af planeter, og hvilke af dem der dominerer. Ved at opsummere observationsdataene kan vi kun konstatere, at [38] :

De er dannet allerede før spredningen af den protoplanetariske skive .
Accretion spiller en væsentlig rolle i dannelsen .
Berigelse af tunge kemiske grundstoffer kommer fra planetesimaler .

Udgangspunktet for alle diskussioner om planetdannelsens vej er således gas- og støvskiven (protoplanetarisk) omkring den dannede stjerne. Der er to typer scenarier for, hvordan planeter kom ud af det [39] :

Den dominerende i øjeblikket er tilvækst. Antager formationer fra primordiale planetosimaler.
Den anden mener, at planeterne er dannet af de indledende "klumper", som efterfølgende kollapsede.

Dannelsen af planeten stopper endelig, når kernereaktioner antændes i en ung stjerne, og den spreder den protoplanetariske skive på grund af trykket fra solvinden, Poynting-Robertson-effekten og andre [40] .

Accretion scenario

Først dannes de første planetozimaler fra støvet. Der er to hypoteser om, hvordan dette sker:

Man hævder, at de vokser på grund af den parvise kollision af meget små kroppe.
Den anden er, at planetozimaler dannes under gravitationskollaps i den midterste del af den protoplanetariske gas- og støvskive.

Efterhånden som de vokser, opstår dominerende planetosimaler, som senere bliver til protoplaneter. Beregningen af deres vækstrater er ret forskelligartet. Men de er baseret på Safronov-ligningen:

$\frac{dM}{dt}=\pi R^2F_G\Sigma_p\sqrt{\frac{GM_*}{a^3))$ ,

hvor R er kroppens størrelse, a er radius af dens bane, M * er stjernens masse, Σ p er overfladedensiteten af planetosimalområdet, og F G er den såkaldte fokuseringsparameter, som er nøglen i denne ligning; den bestemmes forskelligt for forskellige situationer. Sådanne legemer kan vokse ikke i det uendelige, men præcis indtil det øjeblik, hvor der er små planetozimaler i deres nærhed, viser grænsemassen (den såkaldte isolationsmasse) sig at være:

$M=\frac{ \sqrt{M} (4\pi a^3 \Sigma_p)^{\frac{3}{2))}{3M_*}$

Under typiske forhold varierer det fra 0,01 til 0,1 M ⊕ - dette er allerede en protoplanet. Den videre udvikling af protoplaneten kan følge følgende scenarier, hvoraf det ene fører til dannelsen af planeter med en fast overflade, det andet til gasgiganter.

I det første tilfælde øger kroppe med en isoleret masse på en eller anden måde excentriciteten, og deres baner skærer hinanden. I løbet af en række absorptioner af mindre protoplaneter dannes planeter, der ligner Jorden.

En kæmpe planet kan dannes, hvis der bliver meget gas fra den protoplanetariske skive tilbage omkring protoplaneten. Så begynder tilvækst at spille rollen som den ledende proces med yderligere massetilvækst. Det komplette system af ligninger, der beskriver denne proces:

$\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi\rho r^2}$ (en)

$\frac{dP}{dm}=-\frac{G(m+M_{core})}{4\pi r^4}$ (2)

$\frac{dL}{dm}=\epsilon - T\frac{\partial S}{\partial t}$ (3)

$\frac{dP}{dT}=P(T)$

Betydningen af de skrevne ligninger er som følger (1) — protoplanetens sfæriske symmetri og homogenitet antages, (2) det antages, at der finder hydrostatisk ligevægt sted, (3) Opvarmning sker under en kollision med planetosimaler, og afkøling sker kun på grund af stråling. (4) er tilstandsligningerne for gassen.

Væksten af kernen af den fremtidige kæmpeplanet fortsætter op til M~10 ⊕ . Omkring dette stadie er den hydrostatiske ligevægt brudt. Fra det øjeblik af går al den ophobende gas til at danne atmosfæren på den gigantiske planet.

Vanskeligheder ved tilvækstscenariet

De første vanskeligheder opstår i mekanismerne for dannelse af planetosimaler. Et fælles problem for begge hypoteser er problemet med "meterbarrieren": ethvert legeme i en gasformig skive reducerer gradvist radius af sin bane, og i en vis afstand vil det simpelthen brænde ud. For kroppe med en størrelse af størrelsesordenen en meter er hastigheden af en sådan drift den højeste, og den karakteristiske tid er meget mindre end nødvendigt for at planetosimalen kan øge sin størrelse markant [39] .

Derudover kolliderer meterlange planetozimaler i fusionshypotesen mere tilbøjelige til at kollapse i adskillige små dele end at danne et enkelt legeme.

For hypotesen om planetosimal dannelse under diskfragmentering har turbulens været et klassisk problem. Men dens mulige løsning, og samtidig problemet med målerbarrieren, blev opnået i nyere arbejder. Hvis hovedproblemet i de tidlige forsøg på løsninger var turbulens, så eksisterer dette problem ikke som sådan i den nye tilgang. Turbulens kan gruppere tætte faste partikler, og sammen med strømningsustabilitet er dannelsen af en gravitationsbundet hob mulig, på en tid, der er meget kortere end den tid, det tager for meterlange planetosimaler at drive til stjernen.

Det andet problem er selve massevækstmekanismen:

Den observerede størrelsesfordeling i asteroidebæltet kan ikke gengives i dette scenarie [39] . Mest sandsynligt er de oprindelige dimensioner af tætte genstande 10-100 km. Men det betyder, at gennemsnitshastigheden for planetosimaler er faldende, hvilket betyder, at hastigheden for dannelse af kerner er faldende. Og for gigantiske planeter bliver dette et problem: Kernen når ikke at dannes, før den protoplanetariske skive forsvinder.
Massevæksttiden er sammenlignelig med omfanget af nogle dynamiske effekter, der kan påvirke væksthastigheden. Det er dog i øjeblikket ikke muligt at lave pålidelige beregninger: En planet med en jordnær masse skal indeholde mindst 10 8 planetosimaler.

Gravitationssammenbrudsscenarie

Som med ethvert selvgraviterende objekt kan der udvikles ustabilitet i en protoplanetarisk skive. Denne mulighed blev først overvejet af Toomre i 1981. Det viste sig, at disken begynder at bryde op i separate ringe, hvis

$Q=\frac{c_s k}{\pi G\Sigma}<1$

hvor c s er lydens hastighed i den protoplanetariske skive, k er den epicykliske frekvens.

I dag kaldes Q-parameteren "Tumre-parameteren", og selve scenariet kaldes Tumre-ustabiliteten. Den tid, det tager for skiven at blive ødelagt, kan sammenlignes med skivens afkølingstid og beregnes på samme måde som Helmholtz-tiden for en stjerne.

Vanskeligheder i gravitationssammenbrudsscenariet

Kræver en supermassiv protoplanetarisk disk.

Livets oprindelse

Fremkomsten af liv eller abiogenese er processen med transformation af livløs natur til levende .

I ordets snævre betydning forstås abiogenese som dannelsen af organiske forbindelser, der er almindelige i dyrelivet uden for kroppen uden deltagelse af enzymer .

Dannelse og udvikling af solsystemet

Ifølge moderne koncepter begyndte dannelsen af solsystemet for omkring 4,6 milliarder år siden med gravitationssammenbrud af en lille del af en gigantisk interstellar molekylær sky . Det meste af stoffet endte i sammenbruddets gravitationscenter, efterfulgt af dannelsen af en stjerne - Solen . Stoffet, der ikke faldt ind i midten, dannede en protoplanetarisk skive , der roterede omkring det , hvorfra planeterne , deres satellitter , asteroider og andre små kroppe i solsystemet efterfølgende blev dannet .

Dannelse af solsystemet

Hypotesen om dannelsen af solsystemet ud fra en gas- og støvsky - tågehypotesen - blev oprindeligt foreslået i det 18. århundrede af Emmanuel Swedenborg , Immanuel Kant og Pierre-Simon Laplace . I fremtiden fandt dets udvikling sted med deltagelse af mange videnskabelige discipliner, herunder astronomi , fysik , geologi og planetologi . Med fremkomsten af rumalderen i 1950'erne, samt opdagelsen af planeter uden for solsystemet ( exoplaneter ) i 1990'erne, har denne model gennemgået flere tests og forbedringer for at forklare nye data og observationer.

Ifølge den aktuelt accepterede hypotese begyndte dannelsen af solsystemet for omkring 4,6 milliarder år siden med gravitationssammenbrud af en lille del af en gigantisk interstellar gas- og støvsky . Generelt kan denne proces beskrives som følger:

Udløsningsmekanismen for gravitationskollapset var en lille (spontan) komprimering af stoffet i gas- og støvskyen (mulige årsager hertil kunne være både skyens naturlige dynamik og passage af en chokbølge fra en supernovaeksplosion gennem stoffet i skyen osv.), som blev tyngdepunktet for det omgivende stof - tyngdepunkt for sammenbrud. Skyen indeholdt allerede ikke kun primordial brint og helium , men også talrige tunge grundstoffer ( metallicitet ), tilbage fra stjernerne fra tidligere generationer. Derudover havde den kollapsende sky et indledende vinkelmomentum .
I processen med gravitationel kompression faldt størrelsen af gas- og støvskyen, og på grund af loven om bevarelse af vinkelmomentum steg skyens rotationshastighed. På grund af rotationen afveg skyernes kompressionshastigheder parallelt og vinkelret på rotationsaksen, hvilket førte til udfladning af skyen og dannelsen af en karakteristisk skive.
Som en konsekvens af komprimering steg tætheden og intensiteten af kollisioner af stofpartikler med hinanden, hvilket resulterede i, at stoffets temperatur konstant steg, efterhånden som det blev komprimeret. De centrale områder af skiven blev opvarmet kraftigst.
Efter at have nået en temperatur på flere tusinde kelvin begyndte det centrale område af disken at lyse - en protostjerne blev dannet . Skymaterialet fortsatte med at falde ned på protostjernen, hvilket øgede trykket og temperaturen i midten. De ydre områder af skiven forblev relativt kolde. På grund af hydrodynamiske ustabiliteter begyndte separate sæler at udvikle sig i dem, som blev lokale gravitationscentre for dannelsen af planeter fra stoffet i den protoplanetariske skive.
Da temperaturen i midten af protostjernen nåede millioner af kelvin, begyndte en termonuklear hydrogenforbrændingsreaktion i den centrale region. Protostjernen udviklede sig til en almindelig hovedsekvensstjerne . I det ydre område af skiven dannede store hobe planeter, der kredsede omkring den centrale stjerne i omtrent samme plan og i samme retning.

Efterfølgende udvikling

Tidligere troede man, at alle planeterne dannede sig omtrent i de baner, hvor de er nu, men i slutningen af det 20. og begyndelsen af det 21. århundrede ændrede dette synspunkt sig radikalt. Det menes nu, at ved begyndelsen af dets eksistens så solsystemet helt anderledes ud, end det ser ud nu. Ifølge moderne ideer var det ydre solsystem meget mere kompakt i størrelse, end det er nu, Kuiperbæltet var meget tættere på Solen, og i det indre solsystem, udover de himmellegemer, der har overlevet den dag i dag, der var andre genstande, der ikke var mindre end Merkur i størrelse .

Jordlignende planeter

I slutningen af den planetariske epoke var det indre solsystem beboet af 50-100 protoplaneter varierende i størrelse fra måne til Mars [41] [42] . Yderligere vækst i størrelsen af himmellegemer skyldtes kollisioner og sammensmeltninger af disse protoplaneter med hinanden. Så f.eks. mistede Merkur det meste af sin kappe som følge af en af kollisionerne [43] , mens Jordens satellit Måne som følge af en anden blev født . Denne fase af kollisioner fortsatte i omkring 100 millioner år, indtil de 4 massive himmellegemer, der er kendt nu, blev efterladt i kredsløb [44] .

Et af de uløste problemer ved denne model er, at den ikke kan forklare, hvordan de oprindelige baner for protoplanetariske objekter, som skulle have en høj excentricitet for at kollidere med hinanden, som følge heraf kunne give anledning til stabile og tæt på cirkulære kredsløb for de resterende fire planeter [41] . Ifølge en hypotese blev disse planeter dannet på et tidspunkt, hvor det interplanetariske rum stadig indeholdt en betydelig mængde gas- og støvmateriale, som på grund af friktion reducerede planeternes energi og gjorde deres kredsløb glattere [42] . Denne samme gas skulle dog have forhindret forekomsten af en stor forlængelse i protoplaneternes oprindelige kredsløb [44] . En anden hypotese antyder, at korrektionen af de indre planeters kredsløb ikke skete på grund af interaktion med gas, men på grund af interaktion med de resterende mindre legemer af systemet. Da store kroppe passerede gennem en sky af små objekter, blev sidstnævnte på grund af gravitationspåvirkningen trukket ind i områder med en højere tæthed og skabte dermed "tyngdekraftsrygge" på de store planeters vej. Den stigende gravitationspåvirkning fra disse "rygge", fik ifølge denne hypotese planeterne til at bremse og gå ind i en mere afrundet bane [45] .

Asteroidebælte

Den ydre grænse for det indre solsystem ligger mellem 2 og 4 AU. e. fra Solen og repræsenterer asteroidebæltet . Til at begynde med indeholdt asteroidebæltet nok stof til at danne 2-3 planeter på størrelse med Jorden. Dette område indeholdt et stort antal planetosimaler , som klistrede sammen og dannede stadig større objekter. Som et resultat af disse fusioner blev omkring 20-30 protoplaneter med størrelser fra måne til Mars dannet i asteroidebæltet [46] . Men fra det tidspunkt, hvor planeten Jupiter blev dannet i relativ nærhed af bæltet , tog udviklingen af denne region en anden vej [41] . Kraftige orbitale resonanser med Jupiter og Saturn, såvel som gravitationsinteraktioner med mere massive protoplaneter i dette område, ødelagde allerede dannede planetozimaler. Da planetosimalerne kom ind i resonansområdet, da de passerede i nærheden af en gigantisk planet, modtog planetosimaler yderligere acceleration, styrtede ind i nabo himmellegemer og blev knust i stedet for at smelte sammen [47] .

Efterhånden som Jupiter migrerede til midten af systemet, blev de resulterende forstyrrelser mere og mere udtalte [48] . Som et resultat af disse resonanser ændrede planetozimaler excentriciteten og hældningen af deres baner og blev endda smidt ud af asteroidebæltet [46] [49] . Nogle af de massive protoplaneter blev også smidt ud af asteroidebæltet af Jupiter, mens andre protoplaneter sandsynligvis migrerede ind i det indre solsystem, hvor de spillede den sidste rolle i at øge massen af de få tilbageværende terrestriske planeter [46] [50] [ 51] . I denne udtømningsperiode bevirkede indflydelsen fra gigantiske planeter og massive protoplaneter, at asteroidebæltet blev "tyndt" til kun 1 % af Jordens masse, hvilket hovedsageligt var små planetozimaler [49] . Denne værdi er dog 10-20 gange større end den aktuelle værdi af massen af asteroidebæltet, som nu er 1/2000 af Jordens masse [52] . Det menes, at den anden udtømningsperiode, som bragte asteroidebæltets masse til dets nuværende værdier, begyndte, da Jupiter og Saturn gik ind i en 2:1 orbital resonans.

Det er sandsynligt, at perioden med gigantiske kollisioner i historien om det indre solsystem spillede en vigtig rolle i at opnå Jordens vandforsyning (~6⋅10 21 kg). Faktum er, at vand er et for flygtigt stof til at opstå naturligt under dannelsen af Jorden. Mest sandsynligt blev det bragt til Jorden fra de ydre, koldere områder af solsystemet [53] . Måske var det protoplaneterne og planetozimalerne smidt ud af Jupiter uden for asteroidebæltet, der bragte vand til Jorden [50] . Andre kandidater til rollen som hovedleverandørerne af vand er også kometerne i hovedasteroidebæltet, opdaget i 2006 [53] [54] , mens kometer fra Kuiperbæltet og andre fjerntliggende områder angiveligt ikke bragte mere end 6 % af vandet. til Jorden [55] [56] .

Planetarisk migration

Ifølge nebularhypotesen er de to ydre planeter i solsystemet på den "forkerte" placering. Uranus og Neptun , solsystemets "isgiganter", er placeret i et område, hvor den reducerede tæthed af materialet i tågen og lange omløbsperioder gjorde dannelsen af sådanne planeter til en meget usandsynlig begivenhed. Det menes, at disse to planeter oprindeligt blev dannet i kredsløb nær Jupiter og Saturn, hvor der var meget mere byggemateriale, og først efter hundreder af millioner af år migrerede til deres moderne positioner [57] .

Planetarisk migration er i stand til at forklare eksistensen og egenskaberne af de ydre områder af solsystemet [58] . Ud over Neptun indeholder solsystemet Kuiperbæltet , den spredte skive og Oortskyen , som er åbne klynger af små iskolde legemer, der giver anledning til de fleste kometer observeret i solsystemet [59] . Nu er Kuiperbæltet placeret i en afstand på 30-55 AU. e. fra Solen begynder den spredte skive ved 100 AU. e. fra Solen, og Oort-skyen er 50.000 a.u. e. fra den centrale armatur. Men tidligere var Kuiperbæltet meget tættere og tættere på Solen. Dens ydre kant var cirka 30 AU. e. fra Solen, mens dens inderkant var placeret direkte bag Uranus og Neptuns baner, som igen var tættere på Solen (ca. 15-20 AU) og desuden var placeret i den modsatte rækkefølge: Uranus var længere fra Solen end Neptun [58] .

Efter dannelsen af solsystemet fortsatte kredsløbene for alle de gigantiske planeter med at ændre sig langsomt under påvirkning af interaktioner med et stort antal tilbageværende planetosimaler. Efter 500-600 millioner år (4 milliarder år siden) gik Jupiter og Saturn ind i en 2:1 orbital resonans; Saturn lavede én omdrejning omkring Solen på præcis den tid, hvor Jupiter lavede 2 omdrejninger [58] . Denne resonans skabte et gravitationstryk på de ydre planeter, hvilket fik Neptun til at undslippe Uranus kredsløb og styrte ind i det gamle Kuiperbælte. Af samme grund begyndte planeterne at kaste de iskolde planetozimaler, der omgav dem, ind i det indre af solsystemet, mens de selv begyndte at bevæge sig væk udad. Denne proces fortsatte på lignende måde: under påvirkning af resonans blev planetozimaler kastet ind i det indre af systemet af hver efterfølgende planet, som de mødte på deres vej, og planeternes kredsløb bevægede sig længere og længere væk [58] . Denne proces fortsatte, indtil planetosimalerne kom ind i Jupiters zone med direkte indflydelse, hvorefter denne planets enorme tyngdekraft sendte dem i stærkt elliptiske baner eller endda smed dem ud af solsystemet. Dette arbejde flyttede til gengæld Jupiters bane lidt indad [~ 1] . Objekter slynget ud af Jupiter i stærkt elliptiske baner dannede Oort-skyen, og kroppe, der blev udstødt ved at migrere Neptun, dannede det moderne Kuiper-bælte og den spredte skive [58] . Dette scenarie forklarer, hvorfor den spredte skive og Kuiperbæltet har en lav masse. Nogle af de udstødte objekter, inklusive Pluto, kom til sidst i gravitationsresonans med Neptuns kredsløb [60] . Gradvist friktion med den spredte skive gjorde Neptuns og Uranus' baner glatte igen [58] [61] .

Det menes, at i modsætning til de ydre planeter undergik systemets indre kroppe ikke væsentlige migrationer, da deres baner efter en periode med kæmpekollisioner forblev stabile [44] .

Sen kraftigt bombardement

Gravitationsopløsningen af det gamle asteroidebælte startede sandsynligvis den kraftige bombardementperiode for omkring 4 milliarder år siden, 500-600 millioner år efter dannelsen af solsystemet. Denne periode varede flere hundrede millioner år, og dens konsekvenser er stadig synlige på overfladen af geologisk inaktive kroppe i solsystemet, såsom Månen eller Merkur, i form af talrige nedslagskratere. Og det ældste bevis på liv på Jorden går tilbage til 3,8 milliarder år siden, næsten umiddelbart efter afslutningen af den sene tunge bombardementperiode.

Kæmpekollisioner er en normal (omend sjælden på det seneste) del af solsystemets udvikling. Bevis på dette er kometen Shoemaker-Levys kollision med Jupiter i 1994, et himmellegemes fald på Jupiter i 2009 og et meteoritkrater i Arizona. Dette tyder på, at processen med tilvækst i solsystemet endnu ikke er afsluttet, og derfor udgør en fare for livet på Jorden.

Dannelse af satellitter

Naturlige satellitter dannet omkring de fleste af planeterne i solsystemet, såvel som mange andre kroppe. Der er tre hovedmekanismer for deres dannelse:

dannelse fra en cirkumplanetær skive (i tilfælde af gasgiganter)
dannelse fra fragmenter af kollisionen (i tilfælde af en tilstrækkelig stor kollision i en lille vinkel)
fangst af et flyvende objekt

Jupiter og Saturn har mange satellitter, såsom Io , Europa , Ganymedes og Titan , som sandsynligvis er dannet af skiver omkring disse kæmpeplaneter på samme måde, som disse planeter selv er dannet af en skive omkring den unge Sol. Dette indikeres af deres store størrelse og nærhed til planeten. Disse egenskaber er umulige for satellitter erhvervet ved fangst, og planeternes gasformige struktur umuliggør hypotesen om dannelsen af måner ved kollision af en planet med en anden krop.

Jordens historie

Jordens historie beskriver de vigtigste begivenheder og hovedstadier i udviklingen af planeten Jorden fra tidspunktet for dens dannelse til i dag. [62] [63] Næsten enhver gren af naturvidenskaben har bidraget til forståelsen af store begivenheder i Jordens fortid. Jordens alder er omkring en tredjedel af universets alder . I løbet af denne periode fandt et stort antal biologiske og geologiske ændringer sted.

Jorden blev dannet for omkring 4,54 milliarder år siden ved tilvækst fra soltågen . Vulkanudgasning skabte en uratmosfære , men den havde næsten ingen ilt og ville have været giftig for mennesker og det moderne liv generelt. Det meste af Jorden var smeltet på grund af aktiv vulkanisme og hyppige kollisioner med andre rumobjekter. En af disse store påvirkninger menes at have hældt Jordens akse og dannet Månen . Over tid ophørte sådanne kosmiske bombardementer, hvilket tillod planeten at afkøle og danne en solid skorpe . Vandet leveret til planeten af kometer og asteroider kondenseres til skyer og oceaner. Jorden blev endelig gæstfri for liv, og dens tidligste former berigede atmosfæren med ilt . I mindst de første milliard år var livet på Jorden lille og mikroskopisk. For omkring 580 millioner år siden opstod komplekst flercellet liv, og i Kambrium oplevede det en proces med hurtig diversificering til de fleste større phyla. For omkring seks millioner år siden opstod en gruppe homininer blandt homininer , hvor chimpanser ( vores moderne slægtninge) og mennesker opstod

Siden dens dannelse har der konstant fundet biologiske og geologiske ændringer sted på vores planet. Organismer udvikler sig konstant , antager nye former eller dør som reaktion på en planet i konstant forandring. Processen med pladetektonik spiller en vigtig rolle i udformningen af jordens oceaner og kontinenter og det liv, de rummer. Biosfæren har til gengæld haft en betydelig indflydelse på atmosfæren og andre abiotiske forhold på planeten, såsom dannelsen af ozonlaget , spredningen af ilt og skabelsen af jord. Selvom mennesker ikke er i stand til at opfatte dette på grund af deres relativt korte levetid, er disse ændringer i gang og vil fortsætte i de næste adskillige milliarder år.

Archaea

Arkæisk æon , arkæisk ( oldgræsk ἀρχαῖος - "gammel") - en af de fire æoner i Jordens historie, der dækker tiden fra 4,0 til 2,5 milliarder år siden [64] .

Udtrykket "arkæisk" blev foreslået i 1872 af den amerikanske geolog James Dana [65] .

Archaean er opdelt i fire epoker (fra seneste til tidligste):

På dette tidspunkt havde Jorden endnu ikke en iltatmosfære, men de første anaerobe organismer dukkede op , som dannede mange af de nuværende mineralforekomster: svovl, grafit , jern og nikkel.

I det tidlige arkæiske område repræsenterede atmosfæren og hydrosfæren tilsyneladende en blandet damp-gasmasse, som omsluttede hele planeten i et tykt og tykt lag. Dens permeabilitet for sollys var meget svag, så mørket herskede på jordens overflade. Gasdamphylsteret bestod af vanddamp og en vis mængde sur røg. Det var karakteriseret ved høj kemisk aktivitet, som et resultat af hvilket det aktivt påvirkede jordens basaltoverflade . Bjerglandskabet, såvel som dybe lavninger på Jorden, var fraværende. I det arkæiske område blev damp-gas-hylsteret differentieret til atmosfæren og hydrosfæren. Det arkæiske hav var lavvandet, og dets vand var en stærk og meget sur saltopløsning [66] .

Proterozoikum

Proterozoic eon, Proterozoic ( græsk πρότερος - "første", "senior", græsk ζωή - "liv") er en geologisk eon , der dækker tiden fra 2500 til 541,0 ± 1,0 millioner år siden [64] . Udskiftet archaea .

Den proterozoiske eon er den længste i Jordens historie.

Paleozoikum

Palæozoikum-æraen ("den ældgamle livs æra") var den første og længste æra i Phanerozoikum, der varede fra 541 til 252 millioner år siden [64] . I palæozoikum optrådte mange moderne grupper af levende væsener. Livet koloniserede jorden, først planter , derefter dyr . Livet udviklede sig normalt langsomt. Af og til har der dog været pludselige opståen af nye arter eller masseudryddelser. Disse udbrud af evolution udløses ofte af uventede ændringer i miljøet som følge af naturkatastrofer som vulkansk aktivitet, meteoritpåvirkninger eller klimaændringer.

De kontinenter, der blev dannet efter opløsningen af kontinenterne Pannotia og Rodinia i slutningen af Proterozoikum, samles langsomt igen under Palæozoikum. Dette ville i sidste ende føre til faser af bjergbygning og skabe superkontinentet Pangea i slutningen af Palæozoikum.

Mesozoikum

Mesozoikum ("middellivet") varede fra 252 millioner til 66,0 millioner år [64] . Det er underopdelt i trias- , jura- og kridtperioderne . Æraen begyndte med Perm-Trias-udryddelsesbegivenheden , den største masseudryddelsesbegivenhed i fossilregistret, med 95% af Jordens arter uddøde, [67] og sluttede med Kridt-Paleogen-udryddelsen, der udslettede dinosaurerne . Perm-Trias-udryddelsen kan være forårsaget af en kombination af Siberian Traps -udbruddet , et asteroide-nedslag, methanhydratforgasning , havniveauudsving, et dramatisk fald i havets ilt. Livet overlevede, og for omkring 230 millioner år siden blev dinosaurerne adskilt fra deres forfædre. [68] Trias-Jura-udryddelsen 200 Ma omgik dinosaurerne, [69] [64] og de blev hurtigt den dominerende gruppe blandt hvirveldyr. Og selvom de første pattedyr dukkede op i denne periode, var de sandsynligvis små og primitive dyr, der lignede spidsmus [70] :169 .

Omkring 180 Ma brød Pangea op i Laurasia og Gondwana . Archaeopteryx , en af de første kendte fugle , levede for omkring 150 millioner år siden (selvom grænsen mellem fugle og ikke-fugle dinosaurer er sløret) [71] . De tidligste beviser for fremkomsten af blomstrende (angiospermer) planter går tilbage til kridtperioden, omkring 20 millioner år senere (132 millioner år siden) [72] . Konkurrencen med fugle har drevet mange pterosaurer til udryddelse; Dinosaurerne var formentlig allerede i tilbagegang, da en 10 km lang asteroide kolliderede med Jorden nær Yucatán -halvøen for 66 millioner år siden og skabte Chicxulub- krateret . Denne kollision frigav enorme mængder af partikler og gasser i atmosfæren , hvilket blokerede adgangen til sollys og forhindrede fotosyntesen . De fleste store dyr, inklusive dinosaurer, såvel som marine ammonitter og belemniter , uddøde [73] og markerede afslutningen på kridttiden og mesozoikum.

Cenozoic

Den cenozoiske æra begyndte for 66,0 millioner år siden og er opdelt i Palæogen-, Neogen- og Kvartærperioden [64] . Pattedyr og fugle, der overlevede Kridt-Paleogen-udryddelsen, der udslettede dinosaurer og mange andre livsformer, udviklede sig til moderne arter.

Udvikling af pattedyr

Pattedyr eksisterede fra det sene trias, men indtil Kridt-Paleogen-udryddelsen forblev de små og primitive. I løbet af cenozoikum øgede pattedyrene hurtigt mangfoldigheden og fyldte nicherne efterladt af dinosaurer og andre uddøde dyr. De blev de dominerende hvirveldyr, og mange moderne arter dukkede op. På grund af udryddelsen af mange marine krybdyr begyndte nogle pattedyr at leve i havene, såsom hvaler og pinnipeds . Andre blev kattedyr og hunde , hurtige og adrætte landrovdyr. Det tørre globale klima under cenozoikum førte til udvidelsen af græsarealer og introduktionen af hovdyrpattedyr som heste og kvæg . Andre pattedyr tilpassede sig til at leve i træer og blev primater , hvoraf en afstamning ville føre til moderne mennesker.

Menneskelig evolution

En lille afrikansk abe, der levede for omkring 6 millioner år siden, var det sidste dyr, hvis efterkommere ville omfatte både moderne mennesker og deres nærmeste slægtninge, chimpansen . [70] :100–101 Kun to grene af hendes stamtræ har overlevende efterkommere. Kort efter splittelsen udviklede aber fra en gren af årsager, der stadig er uklare, evnen til at gå på deres baglemmer. [70] :95-99 Hjernestørrelsen steg hurtigt, og de første dyr klassificeret som Homo dukkede op for omkring 2 millioner år siden . [74] :300 Selvfølgelig er linjen mellem forskellige arter og endda slægter noget vilkårlig, da organismer ændrer sig kontinuerligt over generationer. Omkring samme tid delte en anden gren sig op i forfædres chimpanser og forfædres bonoboer , hvilket viser, at udviklingen fortsætter samtidigt i alle livsformer. [70] :100-101

Evnen til at kontrollere ild dukkede sandsynligvis op i Homo erectus (eller Homo erectus ) for mindst 790 tusind år siden, [75] men muligvis for 1,5 millioner år siden. [70] :67 Opdagelsen og brugen af kontrolleret ild kan have fundet sted før Homo erectus. Det er muligt, at ild begyndte at blive brugt i den tidlige øvre palæolitikum ( olduviansk kultur ) af hominiderne Homo habilis , eller endda Australopithecus , såsom Paranthropus . [76]

Det er sværere at fastslå sprogets oprindelse . Det er ikke klart, om Homo erectus kunne tale, eller om en sådan mulighed var fraværende før fremkomsten af Homo sapiens . [70] :67 Efterhånden som hjernestørrelsen steg, blev babyer født tidligere – mens deres hoveder stadig var små nok til at passe gennem bækkenet . Som følge heraf udviser de større plasticitet, og har derfor en øget evne til at lære og kræver en længere periode med afhængighed af deres forældre. Sociale færdigheder er blevet mere komplekse, sproget er blevet mere raffineret, værktøjerne er blevet mere udførlige. Dette førte til yderligere samarbejde og intellektuel udvikling. [77] :7 Moderne mennesker ( Homo sapiens ) menes at være dukket op for omkring 200.000 år siden eller tidligere i Afrika; de ældste fossiler går tilbage til omkring 160 tusind år. [78]

De første mennesker, der viste tegn på spiritualitet, var neandertalerne (generelt klassificeret som en separat art uden overlevende efterkommere). De begravede deres døde, ofte uden bevis for mad eller værktøj. [79] :17 Beviser for mere komplekse overbevisninger, såsom tidlige Cro-Magnon-hulemalerier (muligvis af magisk eller religiøs betydning) [79] :17-19 , dukker dog ikke op før 32 årtusinde f.Kr. e. [80] Cro -Magnonerne efterlod sig også stenfigurer, såsom Venus fra Willendorf , som sandsynligvis også repræsenterer religiøse overbevisninger. [79] :17–19 For 11.000 år siden nåede Homo sapiens sydspidsen af Sydamerika, det sidste af de ubeboede kontinenter (undtagen Antarktis, som forblev uopdaget indtil 1820). [81] Brugen af værktøjer og kommunikation bliver ved med at forbedres, og interpersonelle relationer er blevet mere komplekse.

Studerer historie

Glasmaens tilstand er praktisk taget opnået (glasmaens levetid er et par yocto sekunder [82] ), det antages, at det i universets udvikling gik forud for kvark-gluon-plasmaet , som eksisterede i de første milliontedele af et sekund umiddelbart efter Big Bang [83] . Studiet af kvark-gluon plasma kan hjælpe i studiet af universets historie [84] .

Webb-teleskopet har primære formål: at opdage lyset fra de første stjerner og galakser dannet efter Big Bang, at studere dannelsen og udviklingen af galakser , stjerner , planetsystemer og livets oprindelse . Han vil også være i stand til at fortælle om hvornår og hvor genioniseringen af universet begyndte, og hvad der forårsagede den [36] .

At studere universets tidlige historie er opgaven for to teleskoper med stor diameter, der vil blive placeret i Atacama-ørkenen i Chile [85] .

I 2019 blev bekræftelsen af Kibble-Zhurek-mekanismen af en kvantecomputer annonceret , mekanismen forklarer nogle spørgsmål om universets fødsel og udseendet af inhomogeniteter i det [86] .

Historien om udviklingen af ideer om universet

Fra tidlige tider tænkte mennesket på strukturen af verden omkring sig som helhed. Og i hver kultur blev det forstået og præsenteret forskelligt. Så i Babylon var livet på Jorden tæt forbundet med stjernernes bevægelse, og i Kina blev ideerne om harmoni overført til hele universet.

Udviklingen af disse ideer i forskellige dele af verden forløb forskelligt. Men hvis den akkumulerede viden og ideer som helhed i den gamle verden ikke forsvandt nogen steder, kun blev overført fra en civilisation til en anden, så kan det samme ikke siges om den nye verden . Årsagen til dette er europæernes kolonisering af Amerika , som ødelagde mange monumenter fra gamle kulturer .

I løbet af middelalderen undergår ideen om verden som en enkelt helhed ikke væsentlige ændringer. Og det er der to grunde til. Den første er det stærke pres fra ortodokse teologer , som er karakteristisk for både det katolske Europa og den islamiske verden. Den anden er en arv fra fortiden, hvor ideer om verden blev bygget ud fra visse filosofiske begreber. Det var nødvendigt at indse, at astronomi var en del af fysikken.

Det første betydelige skub mod moderne ideer om universet blev lavet af Copernicus . Det næststørste bidrag kom fra Kepler og Newton . Men virkelig revolutionære ændringer i vores forståelse af universet finder først sted i det 20. århundrede . Selv i begyndelsen troede nogle videnskabsmænd, at Mælkevejen var hele universet.

Se også

Kommentarer

↑ Grunden til, at Saturn, Uranus og Neptun bevægede sig udad, mens Jupiter bevægede sig indad, er, at Jupiter er massiv nok til at kaste planetosimaler ud af solsystemet, mens disse tre planeter ikke er det. For at smide planeten ud af systemet overfører Jupiter en del af sin kredsløbsenergi til den og nærmer sig derfor Solen. Når Saturn, Uranus og Neptun kaster planetosimaler udad, går disse objekter ind i stærkt elliptiske, men stadig lukkede baner, og kan dermed vende tilbage til de forstyrrende planeter og erstatte deres tabte energi. Hvis disse planeter kaster planetozimaler ind i systemet, øger dette deres energi og får dem til at bevæge sig væk fra Solen. Og endnu vigtigere, et objekt, der kastes indad af disse planeter, har en større chance for at blive fanget af Jupiter og derefter blive smidt ud af systemet, som permanent fikserer den overskydende energi, der modtages af de ydre planeter, da dette objekt blev "skudt ud".

Noter

↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Universet i fortiden. // Introduktion til teorien om det tidlige univers: The Hot Big Bang Theory. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Kosmologi . Hentet 24. december 2018. Arkiveret fra originalen 24. december 2018. (ubestemt)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 I.Ya. Arefieva. Holografisk beskrivelse af kvark-gluon-plasmaet dannet under kraftige ionkollisioner // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Russian Academy of Sciences , 2014. - S. 572 . Arkiveret fra originalen den 28. august 2013. (Russisk)
↑ Edward W. Kolb; Michael S. Turner Det tidlige univers . - Basic Books , 1994. - S. 447. - ISBN 978-0-201-62674-2 .
↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP-samarbejde). Syvårige Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observationer: Sky Maps, Systematic Errors og Basic Results (PDF). nasa.gov. Hentet 4. december 2010. Arkiveret fra originalen 16. august 2012. (ubestemt) (fra NASAs WMAP-dokumenter arkiveret 30. november 2010. side)
↑ Planck-samarbejde. Planck 2013 resultater. XVI. Kosmologiske parametre . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Generel astrofysik . - Fryazino: Alder 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Wollack, Edward J. Kosmologi: Studiet af universet . Univers 101: Big Bang Theory . NASA (10. december 2010). Hentet 27. april 2011. Arkiveret fra originalen 30. maj 2012. (ubestemt)
↑ Ikke nødvendigvis homogen og isotrop , som i Friedmans løsning .
↑ Hawking SW, Forekomsten af singulariteter i kosmologi, III. Kausalitet og singulariteter, Proc. Roy. soc. London, A300, 187-201 (1967).
↑ 1 2 Grib A. A., Mamaev S. G., Mostepanenko V. M. Kapitel 10. EFFEKT AF VAKUUMKVANTEMEFFEKT PÅ UDVIKLING AF KOSMOLOGISKE MODELLER // Vakuumkvanteeffekter i stærke felter. - 2. — M .: Energoatomizdat, 1988. — 288 s. — ISBN 5283039552 .
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Introduktion til kerne- og partikelfysik. - Moskva: URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 s. - 1700 eksemplarer. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Moderne kosmologi i populær præsentation. - Moskva: URSS, 2002. - S. 144. - 240 s. - 2500 eksemplarer. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Nadprzewodnictwo Arkiveret 3. september 2014.
↑ I begyndelsen . archive.ncsa.uiuc.edu . Hentet 29. december 2017. Arkiveret fra originalen 31. maj 2009. (ubestemt)
↑ Hooman Davoudiasl, David E. Morrissey, Kris Sigurdson og Sean Tulin. Unified Origin for Baryonic Visible Matter og Antibaryonic Dark Matter // Phys . Rev. Lett. . - 2010. - Bd. 105 . — S. 211304 .
↑ David Voss. X- faktoren // Fysik . - 2010. Arkiveret 4. januar 2011.
↑ Nyheder om store Hadron Collider: Nye ATLAS Higgs Boson-data: Intriger er tilbage . old.elementy.ru _ Hentet: 29. december 2017. (ubestemt)
↑ I plasmahavet Alexey Levin "Popular Mechanics" nr. 5, 2010
↑ 1 2 Stjerner er yngre: 'Reionisering' er nyere end forudsagt . phys.org . Dato for adgang: 29. december 2017. Arkiveret fra originalen 6. februar 2015. (ubestemt)
↑ S. B. Popov. ANC of the Day Astronomical Science Dagens billede . Galakse i tusmørkezonen . Astronet (22. oktober 2010). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 29. november 2013. (ubestemt)
↑ 1 2 3 N.T. Ashimbaeva. Den fjerneste kvasar er blevet opdaget . Astronet (5. juli 2011). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 5. marts 2012. (ubestemt)
↑ Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Skalære forstyrrelser: resultater for én-komponent medier. // Introduktion til teorien om det tidlige univers: Kosmologiske forstyrrelser. inflationsteori. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Den fjerneste, den mest ønskede . Astronet (7. maj 2009). Dato for adgang: 29. januar 2014. Arkiveret fra originalen 14. marts 2012. (ubestemt)
↑ Sergey Popov, Maxim Borisov. Hvordan universet udvidede sig i 2010 . Galakser: aktive og ikke så aktive . Elementy.ru , "Trinity option" (18. januar 2011). Dato for adgang: 3. februar 2014. Arkiveret fra originalen 3. februar 2014. (ubestemt)
↑ Ellis, Richard Søger efter det første lys i det tidlige univers . Hentet 21. januar 2007. Arkiveret fra originalen 12. december 2001. (ubestemt)
↑ Mørk massetype og detaljeret ioniseringsbalance . Dato for adgang: 1. februar 2014. Arkiveret fra originalen 1. februar 2014. (ubestemt)
↑ Astronomer har opdaget de fjerneste og ældste galakser . Membran (11. juli 2007). Dato for adgang: 4. februar 2014. Arkiveret fra originalen 16. april 2012. (ubestemt)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galakser og galaksehobe // Generel astrofysik . - Fryazino: Century 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Generel astrofysik s. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Stjerner / Hvordan stjerner fødes (utilgængeligt link) . Astronet . Hentet 18. juli 2013. Arkiveret fra originalen 17. december 2011. (ubestemt)
↑ Stjernedannelse Arkiveret 25. november 2010. , Astronet
↑ Sidstnævnte foregår i Mælkevejen, som er en spiralgalakse .
↑ Gibson CH, Schild RE Udvikling af proto-galakse-klynger til deres nuværende form: teori og observation . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeans ustabilitet i den newtonske teori om tyngdekraft // Introduktion til teorien om det tidlige univers: Kosmologiske forstyrrelser. inflationsteori. - Moskva: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Hentet 18. marts 2013. Arkiveret fra originalen 21. marts 2013. (ubestemt)
↑ Astronomer opdagede den anden æra af opvarmningen af universet . Membran . Dato for adgang: 4. februar 2014. Arkiveret fra originalen 2. januar 2014. (ubestemt)
↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Kæmpeplaneter . _ - 10. december 2009. Arkiveret fra originalen 28. juni 2018.
↑ 1 2 3 Mordasini, Christoph; Klahr, Hubert; Alibert, Yann; Benz, Willy; Dittkrist, Kai-Martin. Teori om planetdannelse // arXiv:1012.5281 [astro-ph]. - 2010. - 23. december. Arkiveret fra originalen den 21. november 2017.
↑ Dutkevitch, Diane The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars . Ph. D. afhandling, University of Massachusetts Amherst (1995). Hentet 23. august 2008. Arkiveret fra originalen 25. november 2007. (ubestemt) ( Astrophysics Data System entry Arkiveret 3. november 2013 på Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (engelsk) // Icarus : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . Arkiveret fra originalen den 21. februar 2007.
↑ 1 2 Junko Kominami, Shigeru Ida. Effekten af tidevandsinteraktion med en gasskive på dannelsen af terrestriske planeter (engelsk) // Icarus : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 157 , nr. 1 . - S. 43-56 . - doi : 10.1006/icar.2001.6811 .
↑ Sean C. Solomon. Merkur : den gådefulde inderste planet // Earth and Planetary Science Letters : journal. - 2003. - Bd. 216 . - S. 441-455 . - doi : 10.1016/S0012-821X(03)00546-6 .
↑ 1 2 3 Douglas N. C. Lin. The Genesis of Planets // Scientific American . - Springer Nature , 2008. - Maj ( vol. 298 , nr. 5 ). - S. 50-59 . - doi : 10.1038/scientificamerican0508-50 . — PMID 18444325 . Arkiveret fra originalen den 19. november 2008.
↑ Peter Goldreich , Yoram Lithwick, Re'em Sari. De sidste stadier af planetdannelse // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - 10. oktober ( vol. 614 ). - S. 497 . - doi : 10.1086/423612 .
↑ 1 2 3 William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al. Sammenkædning af kollisionshistorien for det vigtigste asteroidebælte til dets dynamiske excitation og udtømning (engelsk) // Icarus : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 179 . - S. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . Arkiveret fra originalen den 11. maj 2008.
↑ R. Edgar, P. Artymowicz. Pumping af en planetesimalskive af en hurtigt migrerende planet // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society : tidsskrift . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 354 . - s. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . Arkiveret fra originalen den 30. maj 2008.
↑ ERD Scott (2006). "Begrænsninger på Jupiters alder og dannelsesmekanisme og nebulaens levetid fra kondritter og asteroider" . Proceedings 37. årlige Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Arkiveret fra originalen 2013-01-19 . Hentet 2007-04-16 .
↑ 1 2 David O'Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke. Den oprindelige excitation og rydning af asteroidebæltet — Revisited (engelsk) // Icarus : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 191 . - S. 434-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 . Arkiveret fra originalen den 10. september 2008.
↑ 1 2 Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine. Højopløsningssimuleringer af den endelige samling af jordlignende planeter 2: vandforsyning og planetarisk beboelighed (engelsk) // Astrobiology : journal. - 2007. - Bd. 7 , nr. 1 . - S. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . — PMID 17407404 .
↑ Susan Watanabe. Soltågens mysterier . NASA (20. juli 2001). Hentet 2. april 2007. Arkiveret fra originalen 24. januar 2012. (ubestemt)
↑ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, MV Vasilyev, EI Yagudina. Skjult masse i asteroidebæltet (engelsk) // Icarus . - Elsevier , 2002. - Juli ( vol. 158 , nr. 1 ). - S. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
↑ 1 2 Henry H. Hsieh, David Jewitt . En bestand af kometer i hovedasteroidebæltet // Videnskab . - 2006. - 23. marts ( bd. 312 , nr. 5773 ). - S. 561-563 . - doi : 10.1126/science.1125150 . — PMID 16556801 . Arkiveret fra originalen den 4. december 2008.
↑ Francis Reddy. Ny kometklasse i Jordens baghave . astronomy.com (2006). Hentet 29. april 2008. Arkiveret fra originalen 8. juni 2012. (ubestemt)
↑ 1 2 R. Gomes, H.F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Oprindelsen af den katastrofale Late Heavy Bombardment periode af de terrestriske planeter (engelsk) // Nature : journal. - 2005. - Bd. 435 , nr. 7041 . - S. 466 . - doi : 10.1038/nature03676 . — PMID 15917802 . Arkiveret fra originalen den 25. maj 2011.
↑ A. Morbidelli, J. Chambers, JI Lunine, JM Petit, F. Robert, G.B. Valsecchi, K.E. Cyr. Kilderegioner og tidsskalaer for levering af vand til Jorden // Meteoritics & Planetary Science : journal. - 2000. - Vol. 35 . — S. 1309 . — ISSN 1086–9379 .
↑ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison. Dannelsen af Uranus og Neptun blandt Jupiter og Saturn // Astronomical Journal . - 2002. - Bd. 123 . — S. 2862 . - doi : 10.1086/339975 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al. Oprindelsen af Kuiperbæltets struktur under en dynamisk ustabilitet i Uranus og Neptuns baner (engelsk) // Icarus : journal. — Elsevier , 2007. — Vol. 196 . — S. 258 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 .
↑ Alessandro Morbidelli. Oprindelse og dynamisk udvikling af kometer og deres reservoirer (PDF). arxiv (3. februar 2008). Hentet 26. maj 2007. Arkiveret fra originalen 19. marts 2015. (ubestemt)
↑ R. Malhotra. Oprindelsen af Plutos kredsløb: Implikationer for solsystemet hinsides Neptun // Astronomical Journal . - 1995. - Bd. 110 . - S. 420 . - doi : 10.1086/117532 .
↑ M.J. Fogg, R.P. Nelson. Om dannelsen af jordiske planeter i hot-Jupiter-systemer (engelsk) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2007. - Bd. 461 . — S. 1195 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066171 .
↑ Stanley, 2005
↑ Gradstein, Ogg, Smith, 2004 .
↑ 1 2 3 4 5 6 International Chronostratigraphic Chart v2021/07 . International Kommission for Stratigrafi. Arkiveret fra originalen den 14. august 2021.
↑ Videnskabeligt elektronisk bibliotek . www.rae.ru _ Dato for adgang: 29. december 2017. Arkiveret fra originalen 6. januar 2011. (ubestemt)
↑ Prækambrisk fase af geologisk historie (utilgængeligt link) . worldcam.ru _ Dato for adgang: 29. december 2017. Arkiveret fra originalen 2. januar 2014. (ubestemt)
↑ Den dag, hvor jorden næsten døde . Horisont . BBC (2002). Hentet 9. april 2006. Arkiveret fra originalen 8. august 2012. (ubestemt)
↑ " Nyt blod ". Auth. BBC. Gåtur med dinosaurer . 1999. Arkiveret fra originalen 2009-01-01. Arkiveret 12. december 2005 på Wayback Machine
↑ The Mass Extinctions: The Late Trias Extinction . BBC. Hentet 9. april 2006. Arkiveret fra originalen 13. august 2006. (ubestemt)
↑ 1 2 3 4 5 6 Dawkins, 2004
↑ Archaeopteryx : An Early Bird . University of California, Berkeley, Museum of Paleontology (1996). Hentet 9. april 2006. Arkiveret fra originalen 8. august 2012. (ubestemt)
↑ Soltis, Pam; Doug Soltis og Christine Edwards. Angiospermer . The Tree of Life Project (2005). Hentet 9. april 2006. Arkiveret fra originalen 8. august 2012. (ubestemt)
↑ Chaisson, Eric J. Recent Fossils (link utilgængeligt) . Kosmisk evolution . Tufts University (2005). Hentet 9. april 2006. Arkiveret fra originalen 22. juli 2007. (ubestemt)
↑ Fortey, Richard Landwards, Humanity // Life: A Natural History of the First Four Billion Years ofLife on Earth . — New York: Vintage Books, 1999. - S. 138-140, 300. - ISBN 0-375-70261-X .
↑ Goren-Inbar, Naama; Nira Alperson, Mordechai E. Kislev, Orit Simchoni, Yoel Melamed, Adi Ben-Nun og Ella Werker. Bevis på Hominin kontrol af brand hos Gesher Benot Ya'aqov, Israel (engelsk) // Science : journal. - 2004. - 30. april ( bd. 304 , nr. 5671 ). - s. 725-727 . - doi : 10.1126/science.1095443 . - . — PMID 15118160 . Arkiveret fra originalen den 26. oktober 2012. (abstrakt)
↑ McClellan. Videnskab og teknologi i verdenshistorien: en introduktion (engelsk) . — Baltimore, Maryland: JHU Press, 2006. - ISBN 0-8018-8360-1 . Side 8-12 Arkiveret 6. februar 2020 på Wayback Machine
↑ McNeill, 1999
↑ Gibbons, Ann. Ældste medlemmer af Homo sapiens opdaget i Afrika (engelsk) // Videnskab : tidsskrift. - 2003. - Bd. 300 , nr. 5626 . - S. 1641 . - doi : 10.1126/science.300.5626.1641 . — PMID 12805512 . Arkiveret fra originalen den 24. september 2015. (abstrakt)
↑ 1 2 3 Hopfe, Lewis M. Karakteristika for grundlæggende religioner // Verdens religioner . — 4. - New York: MacMillan Publishing Company, 1987. - S. 17 , 17-19. — ISBN 0-02-356930-1 .
↑ Chauvet-hulen . Metropolitan Museum of Art. Hentet 11. april 2006. Arkiveret fra originalen 8. august 2012. (ubestemt)
↑ Den menneskelige revolution // Atlas of World History / Patrick K. O'Brien. — kortfattet. — New York: Oxford University Press , 2003. — S. 16 . — ISBN 0-19-521921-X .
↑ Igor Ivanov. Hvordan de deler øjeblikket . Elementy.ru (29. juni 2009). Hentet 29. november 2012. Arkiveret fra originalen 8. december 2012. (ubestemt)
↑ Nyheder NEWSru.com :: En ny type stof kan være opnået ved Large Hadron Collider . Arkiveret fra originalen den 21. april 2014. (ubestemt)
↑ Varmere end Solen. Lenta.Ru (28. juni 2012). Dato for adgang: 26. januar 2014. Arkiveret fra originalen 4. januar 2014. (ubestemt)
↑ Teleskopet vil hjælpe videnskabsmænd med at komme til tidens begyndelse (31/03/2018) Arkiveret den 2. april 2018.
↑ Mikhail Lukins kvantecomputer løste det første alvorlige problem . Hentet 30. april 2019. Arkiveret fra originalen 30. april 2019. (ubestemt)

Litteratur

Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott. Stort brag! Universets komplette historie = Bang! Universets fulde historie. - " Niola-Press ", 2007. - S. 192. - 6600 eksemplarer. - ISBN 978-5-366-00182-3 , 978-1-84442-552-5.
Levchenko I. V. The Many Faces of the Universe // Discoveries and Hypotheses, TOV "Intellect Media". - 9 (67) september 2007. - 4-7
Levchenko I. V. På sættet af universer // Opdagelser og hypoteser, TOV "Intellect Media". - 3 (49) marts 2006. - 16-18
Baryon asymmetri af universet - Encyclopedia of Physics artikel
Udvalgte værker om palæoøkologi og phylocenogenetik - V.V. Zherikhin - Moskva, KMK Association of Scientific Publications, 2003 - ISBN 5-87317-138-6 - S. 58-63.
Dinosaurs: The Illustrated Encyclopedia - Tim Haynes, Paul Chambers - Moskva, Rosman, 2008 - ISBN 978-5-353-02642-6 - S. 10-15, s. 52-57, s. 146-151.
The Great Atlas of Dinosaurs - Susanna Davidson, Stephanie Terenbull, Rachel Firth - Moskva, Rosman, 2004 - ISBN 5-353-01605-X - S. 30-31.
World Encyclopedia of Dinosaurs - Dougal Dixon - Moskva, Eksmo, 2009 - ISBN 978-5-699-22144-8 - S. 10-11.
The Great Encyclopedia of Dinosaurs - Paul Barret og Jose Luis Sanz, kunstner Raul Martin - Moskva, ONYX 21st century, 2003 - ISBN 5-329-00819-0 - S. 180-185.
Jordens levende fortid - M. V. Ivakhnenko, V. A. Korabelnikov - Moskva, oplysning, 1987, - S. 13 - 28.
Dinosaurs: The Illustrated Encyclopedia - Dougal Dixon - Moscow, Moscow Club, 1994 - ISBN 5-7642-0019-9 - S. 8-13, s. 128-129.
Dana Mackenzie, "The Big Splat, or How Our Moon Came to Be", 2003, John Wiley & Sons, ISBN 0-471-15057-6 .
DVVoronin " Generation af månen og nogle andre himmellegemer på grund af eksplosion i planetens indre (link utilgængeligt) " INTERNATIONAL JOURNAL OF GEOLOGY Issue 2, Vol. 1, 2007
Alexey Levin " Beautiful Selena " " Popular Mechanics " nr. 5, 2008
Hal Hellman. Store konfrontationer i videnskaben. De ti mest spændende stridigheder - Kapitel 6. Lord Kelvin vs. geologer og biologer: Jordens tidsalder = store fejder i videnskaben: Ti af de mest livlige stridigheder nogensinde. - M . : "Dialektik" , 2007. - S. 320. - ISBN 0-471-35066-4 .
Hele dagen, Jonathan. Quarks, Leptoner og Big Bang. - Institut for Fysik Publishing , 2001. - ISBN 978-0750308069 .
Levchenko I. V. The Many Faces of the Universe // Discoveries and Hypotheses, TOV "Intellect Media". - 9 (67) september 2007. - 4-7
Levchenko I. V. På sættet af universer // Opdagelser og hypoteser, TOV "Intellect Media". - 3 (49) marts 2006. - 16-18
Richard Dawkins . The Ancestor's Tale : A Pilgrimage to the Dawn of Life (engelsk) . — Boston: Houghton Mifflin Company, 2004. - ISBN 978-0-618-00583-3 .
Gradstein, FM; Ogg, James George; Smith, Alan Gilbert, red. A Geological Time Scale 2004. - Cambridge University Press , 2004. - ISBN 978-0-521-78673-7 .
Gradstein, Felix M.; Ogg, James G.; van Kranendonk, Martin. På den geologiske tidsskala 2008 . — International Commission on Stratigraphy, 2008. Arkiveret 28. oktober 2012 på Wayback Machine
Lunine, JI Jorden: udvikling af en beboelig verden . - Storbritannien: Cambridge University Press , 1999. - ISBN 978-0-521-64423-5 .
McNeill, Willam H. En verdenshistorie . — 4. - New York: Oxford University Press , 1999. - ISBN 978-0-19-511615-1 .
Stanley, Steven M. Jordens systemhistorie . — 2. - New York: Freeman, 2005. - ISBN 978-0-7167-3907-4 .

Links

Universets historie . Sputnik (19. juni 2011). Hentet: 21. november 2012. (ubestemt)
Universets historie . Hentet: 24. december 2018. (ubestemt)
"Astronomi. århundrede XXI". Kapitel fra bogen Vladimir Surdin (redaktør-kompilator) History of our Universe (M. Sazhin, O. Sazhina)
Universets historie: Stjerner med en ultra-mangel på metaller. — Foredragsannoncering i 2012
En række populære foredrag om astronomi "Stjerner og galakser". L. I. Mashonkina "Universets historie: stjerner med overskydende metalmangel" - 14. maj 2012
The Forgotten Rival of the Big Bang Alexey Levin Popular Mechanics No. 5, 2006
mystisk univers
Universet før den varme scene
tidligt univers
CMB stråling
tidligt univers
Tomilin K. A. Grundlæggende fysiske konstanter i historiske og metodiske aspekter. Moskva: Fizmatlit, 2006, 368 s. (djvu)
Galaxy-lækage forklaret af søsteruniversets arbejde arkiveret // Membrane, 2009
Eksplosioner af stjerner afslørede den mørke fortid af universets energi arkiveret // Membrane, 2006
CERN åbner universet af partikler arkiveret // Membrane, 2010
Hvordan universets udvidelse blev opdaget: universet // Popular Mechanics, juni 2012
Mørk historie: attraktive beviser // Popular Mechanics, 23.08.2006
Kosmologi i en trillion år: Videnskaben om det umulige // Popular Mechanics, juli 2011
Looking Beyond the Horizon: The Universe // Popular Mechanics, oktober 2012
En billion år før det store bang: hvad skete der for en billion år siden // Popular Mechanics, juni 2010
Telegraph: videnskabsmænd vil snart besvare spørgsmålet, hvorfor universet eksisterer // Avis. Ru, 9. MARTS 2012
WMAP anbefalede parameterværdier (downlink) . Sputnik (2011). Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 18. januar 2012. (ubestemt)
Andrew Linde. Oversættelse af foredraget "Inflation, kvantekosmologi og det antropiske princip" . Astronet . Hentet: 21. november 2012. (ubestemt) (original (engelsk))
NASA, European Space Agency. "Konstruktion af galakser i det tidlige univers" . Astronet . Hentet: 21. november 2012. (ubestemt)
Naturens verden . - Arkæisk æon. Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 19. august 2012. (ubestemt)
Geologisk Encyklopædi . - katarcheos. Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 12. maj 2012. (ubestemt)
Vendiansk biosfære (utilgængeligt link) . www.vend.paleo.ru — Sted for laboratoriet for prækambriske organismer, PIN RAS. Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 21. november 2012. (ubestemt)
Ya. E. Malakhovskaya, A. Yu. Ivantsov. Vendianske indbyggere i landet . Arkhangelsk: vend.paleo.ru (2003). - Forlaget PIN RAS: 48 s. Dato for adgang: 21. november 2012. (ubestemt)
Institut for Planetarisk Videnskab . psi.edu. - en side om Giant Collision Theory. Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 8. juni 2011.
Southwest Research Institute . Hentet: 21. november 2012.
Computermodellering af månens skabelse . — side om Månens udseende. Hentet 21. november 2012. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2010.
Southwest Research Institute . - en besked om teorien om Charons oprindelse som følge af kollisionen. Hentet: 21. november 2012.
Officiel hjemmeside for International Astronomical Union (engelsk) . Hentet: 21. november 2012.
NASA fotojournal . Hentet: 21. november 2012.
NASA Planet Quest - Exoplanet Exploration . Hentet: 21. november 2012.
Illustreret sammenligning af planeternes størrelse med hinanden og Solen med andre stjerner (engelsk) . Hentet: 21. november 2012.
Evaluering af planetariske kriterier og mulige planetariske klassifikationsskemaer . — Stern og Levinsons side. Hentet: 21. november 2012.
Opdagelser af planetarisk videnskabsforskning . Hentet: 21. november 2012.
Protostjerner: Hvor, hvordan og hvilke stjerner dannes . Astronet . - bog af V. G. Surdin og S. A. Lamzin; hypertekstversion på Astronets hjemmeside. Hentet 21. november 2012. (ubestemt)
Solsystemets historie // ORION STARS LIBRARY
"Lysere end tusind galakser" (populær artikel) // " Around the World ", oktober 2004
Livets store hemmelighed // Jorden rundt, nr. 3 (2774) marts 2005
Lauren Graham Kapitel III. Problemet med livets oprindelse // Naturvidenskab, filosofi og videnskab om menneskelig adfærd i Sovjetunionen
A.S. Spirin . Biosyntese af proteiner, RNA's verden og livets oprindelse - en artikel af en akademiker, direktør for Institute of Protein RAS, medlem af RAS' præsidium.
K. Yu. Eskov Jordens historie og livet på den
- * Livets oprindelse: abiogenese og panspermi. Hypercyklus. Geokemisk tilgang til problemet (utilgængeligt link siden 02-01-2014 [3217 dage]) fra bogen "Amazing Paleontology: The History of the Earth and Life on It"
Markov A.V. Kapitel 1. Livets oprindelse // Kompleksitetens fødsel. CORPUS, Astrel, 2010.
Zakharov V. B. Generel biologi. 10. klasse. - M., 2006.
Chernavsky, Dmitry Sergeevich . Problemet med livets oprindelse og tænkning fra moderne fysiks synspunkt // Uspekhi fizicheskikh nauk. T. 170. 2000. nr. 2. S. 157-183.
D. Gross Forelæsning om strengteori, " Fremtidige revolutioner i fundamental fysik " .
Hubble-teamet afslører et "missing link"-billede af vores enorme univers
Universets historie: fra Big Bang til i dag

Universets tidslinje
De første tre minutter efter Big Bang	Kosmologisk singularitet Planck æra Den store forenings æra Inflationær æra ( relikviegravitationsbølger ) baryogenese Elektrosvag æra kvark epoke Hadron epoke Lepton-epoke ( Relikvie neutrino baggrund ) Foton epoke
tidligt univers	proton epoke Rekombination ( CMB ) Den mørke middelalder Reionisering Stoffets tidsalder
Universets fremtid	Age of Stars Degenerationsalder De sorte hullers æra Age of Eternal Darkness stort hul Stort klem Universets varmedød

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Univers ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi

Universets historie

Planck æra

Teoretisk grundlag

Eksperimentelle undersøgelser

Udvidelsen af ​​universet

Big bang

Kosmologisk singularitet

De første tre minutter. Primær nukleosyntese

Den store forenings æra

Inflationens tidsalder

Tiden med elektrosvage interaktioner

Kvarkernes æra

Hadron- epoken

Leptonernes æra

Primær nukleosyntese

Strålingens æra

Den primære rekombinations æra

Dark Ages

Reionisering

Stjernedannelse

Galaksers oprindelse og udvikling

Udforsker

Age of Matter

Planetdannelse

Livets oprindelse

Dannelse og udvikling af solsystemet

Jordens historie

Studerer historie

Historien om udviklingen af ​​ideer om universet

Se også

Kommentarer

Noter

Litteratur

Links

Udvidelsen af universet

Historien om udviklingen af ideer om universet