Wszechświat

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy kosmosu. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Mapa mikrofalowego promieniowania tła, pokazująca obraz wczesnego Wszechświata (na podstawie danych zebranych przez sondę WMAP)

Wszechświat – wszystko, co fizycznie istnieje: cała przestrzeń, czas, wszystkie formy materii i energii oraz prawa fizyki i stałe fizyczne określające ich zachowanie. Słowo „wszechświat” może być też używane w innych kontekstach jako synonim słów „kosmos” (w rozumieniu filozofii), „świat” czy „natura”. W naukach ścisłych słowa „wszechświat” i „kosmos” są równoważne.

Według powszechnie przyjętych teorii potwierdzonych przez różne dane obserwacyjne wiek Wszechświata wynosi 13,82 miliardów lat[1]. Średnica widzialnego wszechświata to około 93 miliardy lat świetlnych, czyli 8,8×1026 metrów[2][a]. Zgodnie ze współczesną wiedzą Wszechświat powstał z osobliwości (punktu, w którym była skupiona cała jego materia i energia) w Wielkim Wybuchu. Od tego momentu Wszechświat powiększył się do obecnej postaci, prawdopodobnie przechodząc przez krótki okres kosmologicznej inflacji, która spowodowała, że jego gęstość jest równa gęstości krytycznej[3][4]. Wielki Wybuch i ekspansja Wszechświata zostały potwierdzone przez różne niezależne obserwacje. Odkryto także, że ekspansja Wszechświata przyspiesza, oraz że większość materii i energii Wszechświata ma całkowicie inną postać niż to, co bezpośrednio obserwujemy (patrz: ciemna materia i ciemna energia).

Według współczesnej wiedzy prawa fizyki i stałe fizyczne decydujące o ewolucji Wszechświata nie zmieniały się przez cały czas jego istnienia. Dominującą siłą na odległościach kosmologicznych jest grawitacja. Pozostałe siły: elektromagnetyzm, oddziaływanie silne i oddziaływanie słabe mają dominujące znaczenie w małych odległościach. Wszechświat ma trzy obserwowalne wymiary przestrzenne i jeden czasowy, choć niewykluczone, że ma więcej wymiarów zwiniętych do mikroskopijnych wielkości. Czasoprzestrzeń jest gładką i spójną rozmaitością, a jej średnia krzywizna jest bardzo mała, co oznacza, że w dużej skali jej geometria jest w przybliżeniu euklidesowa.

Z powyższej definicji Wszechświata wynika, że nic nie może istnieć poza nim. Istnieją jednak alternatywne definicje, dopuszczające że nasz „wszechświat” jest jednym z wielu „wszechświatów”, których zbiór określa się jako wieloświat. Przykładowo teoria chaotycznej inflacji dopuszcza istnienie nieskończenie wielu wszechświatów różniących się obowiązującymi w nich stałymi fizycznymi. Wieloświatowa interpretacja mechaniki kwantowej mówi natomiast, że każdy pomiar kwantowego układu w superpozycji powoduje powstanie osobnego wszechświata dla każdego wyniku pomiaru. Ponieważ z definicji takie wszechświaty są rozłączne z naszym, tych spekulacji nie da się przetestować eksperymentalnie.

Wielkość, struktura i zawartość Wszechświata[edytuj | edytuj kod]

Szacowany udział ciemnej energii i ciemnej materii w energii Wszechświata[1]:
4,9% to zwykła materia: międzygalaktyczny gaz oraz gwiazdy,
26,8% to ciemna materia,
68,3% to ciemna energia

Współczesna wiedza kosmologiczna nie pozwala jednoznacznie określić wielkości całego Wszechświata, nie jest także znany kształt Wszechświata.

Według współczesnych teorii Wszechświat może być płaski lub zakrzywiony. Większość naukowców przyjmuje, że Wszechświat jest płaski, ale na ten temat istnieje wiele różnorakich teorii[5]. Nieznane są także rozmiary Wszechświata, możliwe, że są nieskończone. Badacze podają dolne ograniczenie wynikające z ekstrapolacji oddalania się od Drogi Mlecznej najdalszych obserwowanych obiektów. Wynika z niego, że widzialny Wszechświat ma średnicę około 93 miliardów lat świetlnych[2].

W skalach powyżej 300 milionów lat świetlnych obserwowalna materia jest rozłożona równomiernie w przestrzeni[6]. W mniejszych skalach materia skupiona jest w hierarchiczną strukturę: atomy formują gwiazdy, gwiazdy skupiają się w galaktyki, galaktyki skupiają się w gromady i supergromady, a supergromady układają się w włókna rozdzielone pustkami. Obserwowalna materia jest również rozłożona izotropowo, co oznacza, że w każdym kierunku jest jej mniej więcej taka sama ilość[7]. Wszechświat wypełnia dodatkowo bardzo równomierne mikrofalowe promieniowanie odpowiadające równowadze termicznej ciała doskonale czarnego o temperaturze 2,7249–2,7252 K[8].

Obecna średnia gęstość Wszechświata wynosi około 9,9×10−30 gramów na centymetr sześcienny. Energia we Wszechświecie istnieje w większości w postaci ciemnej energii (68,3%) i hipotetycznej ciemnej materii (26,8%). Jedynie 4,9% to materia barionowa, którą jesteśmy w stanie bezpośrednio obserwować[1]. Gęstość atomów we Wszechświecie wynosi średnio jeden atom wodoru na cztery metry sześcienne[9]. Właściwości ciemnej materii i ciemnej energii są w dużym stopniu nieznane. Wiadomo że ciemna materia oddziałuje grawitacyjnie tak jak zwykła materia, spowalniając ekspansję Wszechświata, natomiast ciemna energia przyspiesza tę ekspansję.

Najdokładniejsze obecnie oszacowanie wieku Wszechświata opiera się na obserwacji promieniowania tła przez sondę WMAP i Planck. Według tych obserwacji Wszechświat ma 13,82 miliarda lat[1]. Wcześniejsze pomiary, oparte na soczewkowaniu grawitacyjnym dają zgodne wyniki 13,75 ± 0,17 mld lat[10].

Cząstki elementarne, z których zbudowana jest znana materia: sześć leptonów i sześć kwarków oraz bozony cechowania przenoszące oddziaływania. Diagram przedstawia również bozon Higgsa,nadający masę cząstkom, z którymi oddziałuje.

Częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie jest prawie identyczna z tą, jaka była w momencie jego powstania (szczególnie dotyczy to pierwiastków lekkich). To oznacza, że procesy tworzenia pierwiastków w gwiazdach i supernowych tylko nieznacznie zmieniły skład chemiczny Wszechświata[11][12][13]. Wszechświat zawiera wielokrotnie więcej materii niż antymaterii. Ta asymetria jest prawdopodobnie związana z łamaniem symetrii CP[14]. Wszechświat wydaje się nie posiadać sumarycznego ładunku elektrycznego ani momentu pędu. Ich wystąpienie oznaczałoby złamanie odpowiednio prawa Gaussa i zasady zachowania momentu pędu, jeśli Wszechświat jest skończony[15].

Prawa fizyki, wedle współczesnej wiedzy, nie zmieniały się od początku istnienia Wszechświata[16][17]. Zgodnie z obowiązującym obecnie Modelem Standardowym cała materia składa się z trzech generacji kwarków i leptonów, oddziałujących poprzez cztery siły podstawowe: elektromagnetyzm (przenoszony przez fotony), oddziaływanie słabe (przenoszone przez bozony W i Z), oddziaływanie silne (przenoszone przez gluony) oraz grawitację (której mechanizm przenoszenia jest nieznany). Nie istnieje obecnie teoria wyjaśniająca wartości podstawowych stałych fizycznych, takich jak stała Plancka czy stała grawitacji. Zidentyfikowano kilka praw zachowania, którym podlegają wszystkie procesy we Wszechświecie, np. zasada zachowania energii czy zasada zachowania ładunku elektrycznego. W większości te prawa są konsekwencjami symetrii praw fizyki.

Historyczne modele Wszechświata[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Główny artykuł: Kosmologia.

W historii ludzkości powstało wiele hipotez na temat tego, jak wygląda i jak powstał Wszechświat. Większość z nich oparta jest na opisywaniu aktów stworzenia dokonanych przez różne bóstwa. Z upływem czasu rozwój technik obserwacyjnych i teorii fizycznych pozwolił na stworzenie dokładniejszych modeli wszechświata i weryfikowania hipotez dotyczących jego wieku i wielkości. Współczesne modele opierają się głównie na ogólnej teorii względności, która umożliwia ilościowe przewidywania dotyczące początków, kształtu i dalszej ewolucji Wszechświata jako całości. Obecnie brak teorii opisujących własności ciemnej materii i ciemnej energii uniemożliwia stworzenie spójnego modelu weryfikowalnego eksperymentalnie.

Modele filozoficzne[edytuj | edytuj kod]

Najstarsze znane filozoficzne modele wszechświata można znaleźć w Wedach, napisanych w 2 tysiącleciu p.n.e. Opisują one mitologię hinduską, w której wszechświat stwarza Mahawisznu, następnie Brahma tworzy w nim Brahmandę – „kosmiczne Jajo”, które przechodzi poprzez cykle powstania, zniszczenia i odrodzenia, zwane Kalpami. Występuje tam też teoria pięciu żywiołów tworzących wszechświat: Waju (powietrze), Ap (woda), Agni (ogień), Prythiwi (ziemia) i Akaśa (eter). W VI wieku p.n.e. indyjski filozof Kanada opracował teorię atomizmu i twierdził, że światło i ciepło są przejawami tej samej substancji[18]. Koncepcja ta przeniknęła później do starożytnej Grecji i została rozwinięta przez Leucypa, Empedoklesa i Demokryta.

W Europie pierwsze znane modele wszechświata pochodzą od filozofów przedsokratejskich. Zauważyli oni, że to, co widzimy, może być mylące, w szczególności że materia może zmieniać swoją formę (np. lód w wodę, woda w parę). Pojawiły się koncepcje mówiące, że wszystkie istniejące substancje są formami jednej, pierwotnej, arché: u Talesa była to woda, u Anaksymenesa powietrze, u Heraklita ogień, u Pitagorasa były to liczby, a u Anaksymandera chaotyczna substancja, którą nazwał apeironem.

W odróżnieniu do starożytnych filozofów, którzy uważali wszechświat za istniejący wiecznie i nieposiadający początku, filozofowie średniowieczni uznawali, że miał on swój początek. Było to zainspirowane podstawami religii abrahamowych: judaizmu, chrześcijaństwa i islamu – stworzeniem świata przez Boga. Opierając się na niemożliwości istnienia aktualnej nieskończoności, żydowski filozof Saadja ben Josef oraz arabscy filozofowie Al-Kindi i Al-Ghazali dowodzili, że wszechświat istniejący bez początku jest logicznie niemożliwy[19]. Argumenty te zostały później przejęte przez chrześcijańskich filozofów i teologów.

Modele astronomiczne[edytuj | edytuj kod]

Astronomiczne modele Wszechświata powstały równocześnie z początkami astronomii w starożytnym Sumerze. Pierwsze modele zakładały, że świat składa się z płaskiej ziemi unoszącej się na oceanie. Model ten był uznawany potem przez wczesnych greckich filozofów, np. Anaksymandera i Hekatajosa. Późniejsi greccy filozofowie, obserwując ruch ciał niebieskich, budowali modele w większym stopniu oparte na faktach obserwacyjnych. Najstarszy znany taki model zaproponował Eudoksos z Knidos. W tym modelu przestrzeń i czas są nieskończone, Ziemia jest sferyczna i spoczywa w centrum Wszechświata, a pozostałą materię ograniczono do koncentrycznych sfer obracających się wokół niej. Model ten został rozwinięty przez Arystotelesa, a później bardzo uściślony przez Ptolemeusza. Odniósł on wielki sukces dzięki dużej precyzji przewidywań, możliwej z matematycznego powodu: dowolną funkcję (jak np. położenie planety) można przedstawić za pomocą sumy orbit (patrz szereg Fouriera).

Model geocentryczny nie był jedynym uznawanym przez Greków. Według relacji Archimedesa, model heliocentryczny jako pierwszy zaproponował Arystarch z Samos[20]. W jego modelu gwiazdy były umieszczone na sferze ze Słońcem w środku. Nie zdobył on jednak szerokiego poparcia, między innymi z powodu pozornej sprzeczności z niezaobserwowaniem paralaksy gwiazd (w rzeczywistości powodowanej przez znacznie większą, niż wtedy zakładano, odległość do gwiazd). Jedynym znanym astronomem, który w tamtych czasach poparł model Arystarcha, był Seleukos z Seleucji[21][22].

W czasach średniowiecznych podobny model był proponowany w Indiach przez Aryabhatę, a w krajach arabskich przez Albumasara i Al-Sijziego[23].

Kopernikański model Wszechświata w ilustracji Thomasa Diggesa z 1576 roku, rozszerzony o koncepcję, mówiącą że gwiazdy nie znajdują się na sferze, ale są równomiernie rozłożone w przestrzeni otaczającej planety

Mikołaj Kopernik był pierwszym, który użył modelu heliocentrycznego do opracowania prostszego sposobu wyliczania położenia planet, co spowodowało stopniowe zaakceptowanie tego modelu w cywilizacji zachodniej. Model Kopernika zakładał, że Ziemia obraca się wokół własnej osi, co pozwoliło z czasem odejść od pojęcia sfer niebieskich. Thomas Digges wprowadził do tego modelu poprawkę, stwierdzając, że gwiazdy są rozmieszczone równomiernie w przestrzeni[24]. Giordano Bruno rozwinął dalej tę ideę przyjmując, że przestrzeń jest nieskończona i zawiera nieskończenie wiele gwiazd, wokół których krążą planety podobne do Ziemi.

Koncepcja ta została później zaakceptowana przez naukowców takich, jak Isaac Newton i Christiaan Huygens[25], choć prowadziła do kilku paradoksów. Po pierwsze, zakładała, że gwiazdy o skończonej wielkości świecą przez nieskończony czas, co oznacza, że produkują nieskończenie wiele energii. Po drugie, jak zauważył Edmund Halley[26] i niezależnie Jean-Philippe de Cheseaux[27], w nieskończonym Wszechświecie nocne niebo powinno świecić blaskiem równie jasnym jak powierzchnia Słońca (jest to dzisiaj znane jako paradoks Olbersa)[28]. Po trzecie, jak zauważył Newton, nieskończona ilość materii w takiej przestrzeni przyciągałaby się grawitacyjnie z nieskończoną siłą, co powinno spowodować jej natychmiastowe zapadnięcie się[24]. Paradoksy te zostały ostatecznie rozwiązane przez ogólną teorię względności Alberta Einsteina[29] oraz uznanie rozszerzania się Wszechświata. Wszystkie współczesne modele wszechświata buduje się w oparciu o tę teorię.

Współczesne modele wszechświata[edytuj | edytuj kod]

Artystyczna wizja testowania ogólnej teorii względności za pomocą sondy Cassini. Sygnały radiowe przesyłane między Ziemią a sondą są opóźniane przez zakrzywienie czasoprzestrzeni wywoływane przez Słońce

Spośród czterech oddziaływań podstawowych, grawitacja jest uznawana za jedyną, która odgrywa istotną rolę na odległościach astronomicznych. Ponieważ każda masa przyciąga grawitacyjnie inne masy, oddziaływanie to kumuluje się dla dużych obiektów. W oddziaływaniu elektromagnetycznym taki efekt nie następuje, gdyż różnoimienne ładunki łatwo łączą się w neutralnie elektrycznie obiekty i z tego powodu duże obiekty nigdy nie posiadają istotnego sumarycznego ładunku. Pozostałe dwa oddziaływania, silne i słabe, mają tak mały zasięg, że odgrywają istotną rolę wyłącznie na odległościach subatomowych.

Ogólna teoria względności[edytuj | edytuj kod]

Ponieważ grawitacja odgrywa kluczową rolę w kształtowaniu Wszechświata, dokładne określenie jego przeszłości i przyszłości wymaga dokładnej teorii ją opisującej. Najlepszą obecnie znaną nam teorią grawitacji jest ogólna teoria względności. Do tej pory wszelkie przeprowadzone doświadczenia i obserwacje zgadzają się z jej przewidywaniami. Ponieważ jednak mamy bardzo niewielkie możliwości przeprowadzania eksperymentów na kosmologicznych odległościach, istnieje możliwość, że nie jest ona w takich warunkach poprawna. Dotychczas jednak nie istnieją żadne przesłanki do zastąpienia jej inną teorią.

Ogólna teoria względności udostępnia zestaw nieliniowych równań różniczkowych cząstkowych dla tensora metrycznego czasoprzestrzeni (są to równania Einsteina). Parametrami tych równań jest rozłożenie masy i energii oraz pędu we Wszechświecie, a ich rozwiązaniem, kształt wszechświata. Ponieważ nie możemy obserwacyjnie wyznaczyć tych wielkości dla odległych rejonów Wszechświata, modele kosmologiczne tworzy się w oparciu o zasadę kosmologiczną, mówiącą, że w dużych skalach Wszechświat jest jednorodny i izotropowy. Zakłada się zatem, że grawitacyjny efekt materii rozmieszczonej we Wszechświecie jest identyczny do wywoływanego przez pył o tej samej średniej gęstości, rozsiany równomiernie w przestrzeni. Założenie to pozwala łatwo rozwiązać równania Einsteina i przewidywać przeszłość i przyszłość Wszechświata w kosmologicznych skalach czasowych.

Równania Einsteina zawierają stałą kosmologiczną (Λ)[29][30], określającą gęstość energii pustej przestrzeni[31]. W zależności od znaku, stała kosmologiczna może albo spowalniać (gdy jest ujemna) lub przyspieszać (gdy jest dodatnia) rozszerzanie się Wszechświata. Mimo że wielu fizyków, z Einsteinem na czele, zakładało, że Λ ma wartość zerową[32], ostatnie obserwacje supernowych typu Ia sugerują, że ekspansja Wszechświata rzeczywiście przyspiesza[33]. Istnieje obecnie kilka możliwych wytłumaczeń tego zjawiska, jednym z nich jest dodatnia wartość Λ[34].

Wielki Wybuch[edytuj | edytuj kod]

Współcześnie uznawany model powstania i ekspansji czasoprzestrzeni

Ogólna teoria względności pozwala na stworzenie wielu możliwych modeli wszechświata. Einstein stworzył pierwszy taki model (statyczny), zakładający że Wszechświat nie zmienia się w czasie. Obserwacje oddalania się odległych galaktyk wykazały jednak, że Wszechświat podlega ekspansji, co obaliło ten model. W kolejnych latach powstały dwa modele uwzględniające tę ekspansję: model Wielkiego Wybuchu, w którym Wszechświat rozpoczął swoją historię od jednego punktu, oraz teoria stanu stacjonarnego zgodnie z którą ekspansja Wszechświata nie miała początku, a materia powstaje w nim w stałym tempie. Zaobserwowanie mikrofalowego promieniowania tła obaliło teorię stanu stacjonarnego i obecnie za obowiązujący uważa się model Wielkiego Wybuchu. Pozwala on wytłumaczyć najistotniejsze dane obserwacyjne: korelację między odległością i przesunięciem ku czerwieni odległych galaktyk, jednakowy stosunek ilości wodoru do helu we wszystkich obszarach Wszechświata oraz izotropowość mikrofalowego promieniowania tła.

Pierwsza obserwacja jest wyjaśniana przez rozszerzanie się przestrzeni. Według ogólnej teorii względności, w miarę rozszerzania przestrzeni, długość fali każdego fotonu powoli się zwiększa, co zmniejsza jednocześnie jego energię. Tym samym im dłużej dany foton istnieje, tym bardziej jest przesunięty ku czerwieni. Stosunek ilości pierwiastków jest wyjaśniany przez model pierwotnej nukleosyntezy. W miarę rozszerzania się wszechświata energia promieniowania maleje szybciej niż energia materii. Można z tego wnioskować że choć obecnie większość energii ma postać materii, w przeszłości większość była w postaci promieniowania. Rozszerzanie powodowało spadek temperatury tego promieniowania, aż w którymś momencie cząstki elementarne mogły zacząć się łączyć w coraz większe struktury. W początkowym okresie dominacji materii powstały protony i neutrony, które następnie łączyły się w jądra atomowe. Materia Wszechświata była wtedy głównie w postaci gorącej, gęstej plazmy, złożonej z elektronów, neutrin i jąder atomowych. Reakcje jądrowe w tej plazmie doprowadziły do obecnie obserwowanej ilości lekkich pierwiastków: wodoru, deuteru i helu. Po wystarczającym ostygnięciu, elektrony i jądra połączyły się w atomy, co sprawiło, że Wszechświat stał się przezroczysty dla światła. Ten moment był źródłem promieniowania tła obserwowanego dzisiaj.

Model ten nie wyjaśnia dlaczego promieniowanie tła ma niemal identyczną temperaturę we wszystkich obszarach nieba, skoro dociera do nas z miejsc, które nigdy nie miały ze sobą styczności (patrz problem horyzontu). Postuluje się, że przyczyną jest inflacja kosmologiczna, która nastąpiła w ciągu pierwszych 10−35 s istnienia Wszechświata[35] i powiększyła jego objętość co najmniej 1026 razy[36]. Współcześnie nie jest jednak znany proces fizyczny, który mógłby takie zjawisko wywołać.

Wieloświat[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Zobacz też: Wieloświat.

Obserwacje Wszechświata nie mogą wykluczyć, że to co obserwujemy jest jedynie jednym z wielu rozłącznych wszechświatów, wspólnie tworzących wieloświat. Wtedy słowo „wszechświat” nie będzie oznaczać wszystkiego co istnieje, a jedynie wszystko co jesteśmy w stanie zaobserwować[37]. Z tej definicji wynika, że nie istnieje sposób na jakiekolwiek oddziaływanie z innym wszechświatem. Gdyby taka możliwość istniała, ten inny wszechświat stanowiłby faktycznie część naszego. Dlatego choć w fantastyce naukowej spotyka się podróże między równoległymi wszechświatami, formalnie nie powinno się w takiej sytuacji używać słowa „wszechświat”. Pojęcie równoległego wszechświata zakłada, że jest on fizyczny w tym sensie, że posiada swoją własną czasoprzestrzeń, swoją materię i energię oraz własny zbiór praw fizyki. Dlatego taką koncepcję należy odróżnić od metafizycznego pojęcia innych poziomów egzystencji, które nie są uważane za fizyczne.

Współczesna nauka podaje przynajmniej dwie możliwości, w jakich może powstać wiele wszechświatów. Pierwsza to rozłączenie czasoprzestrzeni, powodujące, że żadna postać materii ani energii nie może przedostać się z jednego obszaru do drugiego. Przykładowo niektóre teorie łączące inflację kosmologiczną z teorią strun dopuszczają takie zjawiska[38]. Druga możliwość wynika z wieloświatowej interpretacji mechaniki kwantowej. W tej interpretacji każdy kwantowy pomiar powoduje, że wszechświat dzieli się na tyle wersji, ile jest możliwych wyników takiego pomiaru. Ten motyw jest często wykorzystywany w fantastyce naukowej. Obie te możliwości są jednak całkowicie spekulatywne i są uznawane raczej za nienaukowe. Fakt, że równoległe wszechświaty nie mogą w żaden sposób wpływać na nasz, oznacza w szczególności, że nie da się ich istnienia przetestować eksperymentalnie, co oznacza, że teoria o ich istnieniu nie spełnia warunku weryfikowalności.

Wszechświat w kulturze[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Zobacz też: Kosmogonia.

Wiele kultur stworzyło własne mity dotyczące powstania wszechświata. Większość tych mitów można zaliczyć do kilku kategorii. Pierwsza obejmuje mity, w których wszechświat wykluwa się z jaja: motyw ten pojawia się w fińskim poemacie Kalevala, chińskiej historii o Pangu czy hinduskiej Brahmandapurana. Druga grupa to mity, w których wszechświat jest samostwarzającym się bóstwem, jego fragmentem bądź emanacją, jak w buddyjskiej koncepcji Adi-buddy, starogreckiej historii Gai, azteckiej Coatlicue czy staroegipskim Atum. W kolejnej grupie mitów wszechświat powstaje z ciała martwego bóstwa, np. Tiamat w mitologii sumeryjskiej czy Ymira w mitologii nordyckiej. Wedle innych mitów wszechświat został powołany do istnienia przez akt kreacji, np. przez staroegipskiego boga Ptaha bądź biblijnego Jahwe. Ostatnia grupa to mity, w których istnienie wszechświata nie wynika ze świadomego aktu woli, a jest jedynie konsekwencją fundamentalnych praw, jak w hinduskiej koncepcji brahmana czy yin i yang w taoizmie.

Jedną z najstarszych kultur, która nie tylko nazwała widzialne gwiazdy, ale także powiązała z nimi liczne mity i legendy w ramach tzw. czasu snu są australijscy Aborygeni[39].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Uwagi

  1. W wyniku ekspansji przestrzeni odległość, którą przebyło mikrofalowe promieniowanie tła powiększyła się z 13,82 miliardów lat świetlnych do 46 miliardów lat świetlnych.

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 Planck reveals an almost perfect Universe (ang.). European Space Agency, 2013-03-21. [dostęp 2013-03-21].
  2. 2,0 2,1 Charles H. Lineweaver, Tamara M. Davis: Misconceptions about the Big Bang. W: 2005-02-21 [on-line]. Scientific American. [dostęp 2011-02-09].
  3. Peter Coles, Ellis, George F.R.: Is the Universe Open or Closed? The Density of Matter in the Universe. Cambridge: Cambridge University Press, 1997. ISBN 0-521-56689-4.
  4. Introduction to Cosmology. San Francisco: Addison Wesley, 2002. ISBN 0805389121.
  5. Universe Could be 250 Times Bigger Than What is Observable. universetoday.com, 2011-02-08. [dostęp 2011-02-09].
  6. N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi. Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background. „Letters to Nature”, s. 751–753, 1986. doi:10.1038/319751a0. 
  7. Gary Hinshaw: New Three Year Results on the Oldest Light in the Universe. NASA WMAP, 2006-11-29. [dostęp 2006-08-10].
  8. Gary Hinshaw: Tests of the Big Bang: The CMB. NASA WMAP, 2005-12-15. [dostęp 2007-01-09].
  9. Gary Hinshaw: What is the Universe Made Of?. NASA WMAP, 2006-02-10. [dostęp 2007-01-04].
  10. Galactic Lenses Confirm Universe’s Age, Size (ang.). space.com, 2010-03-02. [dostęp 2011-12-14]. [zarchiwizowane z tego adresu (2003-04-11)].
  11. Edward L. Wright: Big Bang Nucleosynthesis. UCLA, 2004-09-12. [dostęp 2007-01-05].
  12. M. Harwit, M. Spaans. Chemical Composition of the Early Universe. „The Astrophysical Journal”. 1 (589), s. 53–57, 2003. doi:10.1086/374415. 
  13. C. Kobulnicky, E. D. Skillman. Chemical Composition of the Early Universe. „Bulletin of the American Astronomical Society”, s. 1329, 1997. 
  14. Antimatter. Particle Physics and Astronomy Research Council, 2003-10-28. [dostęp 2006-08-10].
  15. Landau i Lifszyc (1975), s. 361.
  16. Nick Strobel: The Composition of Stars. Astronomy Notes, 2001-05-23. [dostęp 2007-01-04].
  17. Have physical constants changed with time?. Astrophysics (Astronomy Frequently Asked Questions). [dostęp 2007-01-04].
  18. Will Durant, Our Oriental Heritage.
  19. William Lane Craig. Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past. „The British Journal for the Philosophy of Science”. 2 (30), s. 165–170 [165–6], czerwiec 1979. doi:10.1093/bjps/30.2.165. 
  20. S.T. Joshi: The agnostic reade. Amherst, Nowy Jork: Prometheus Books, 2007, s. 172-173. ISBN 978-1-59102-533-7.
  21. Otto E. Neugebauer (1945). „The History of Ancient Astronomy Problems and Methods”, Journal of Near Eastern Studies 4 (1), s. 1–38.
  22. George Sarton (1955). „Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C.”, Journal of the American Oriental Society 75 (3), s. 166–173.
  23. Bartel Leendert van der Waerden (1987). „The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy”, Annals of the New York Academy of Sciences 500 (1): 525–545 [529–34].
  24. 24,0 24,1 Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 755.
  25. Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 755–756.
  26. Misner, Thorne, and Wheeler (1973), s. 756.
  27. Jean-Philippe de Cheseaux: Traité de la Comète. Lausanne, 1744, s. 223ff.. Reprinted as Appendix II in Dickson FP: The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press, 1969. ISBN 978-0262540032.
  28. Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers. „Bode’s Jahrbuch”, 1826.  Reprinted as Appendix I in Dickson FP: The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press, 1969. ISBN 978-0262540032.
  29. 29,0 29,1 A. Einstein. Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie. „Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte”, s. 142-152, 1917. 
  30. Rindler (1977), s. 226–229.
  31. Landau and Lifshitz (1975), s. 358–359.
  32. A Einstein. Zum kosmologischen Problem der allgemeinen Relativitätstheorie. „Sitzungsberichte der Preussischen Akademie der Wissenschaften, Physikalisch-mathematische Klasse”, s. 235–237, 1931. 
  33. Hubble Telescope news release.
  34. BBC News story: Evidence that dark energy is the cosmological constant.
  35. Seminarium SLAC, „10–35 seconds after the Big Bang”, 1980-01-23. Zob. Guth (1997), s 186.
  36. Kolb and Turner (1998), Liddle and Lyth (2000).
  37. Munitz MK. One Universe or Many?. „Journal of the History of Ideas”, s. 231–255, 1959. doi:10.2307/2707516. 
  38. Andrei Linde. Eternal chaotic inflation. „Mod. Phys. Lett.”, s. 81, 1986. 
  39. Ragbir Bhathal. Astronomy in Aboriginal culture. „A&G”, październik 2006 (ang.). [dostęp 2010-12-21]. 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • Jerzy Marek Kreiner: Astronomia z astrofizyką. PWN 1992. ISBN 8301076461.
  • Michał Jaroszyński: Galaktyki i budowa Wszechświata. Warszawa 1993: Wydawnictwo Naukowe PWN, s. 302. ISBN 8301106492.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikiquote-logo.svg
Zobacz w Wikicytatach kolekcję cytatów
o Wszechświecie
Wikimedia Commons