Universumin historia

Nykyaikaiset käsitykset universumin kehityksen päävaiheista perustuvat seuraaviin teorioihin:

Friedmanin laajennusteoria ;
alkuräjähdyksen teoriat (kuuman maailmankaikkeuden teoriat);
inflaatioteoriat ; _
suuren mittakaavan rakenteen muodostumisen hierarkkinen teoria ;
tähtipopulaatioteoriat . _

Universumin laajenemisen ekstrapolointi ajassa taaksepäin johtaa kosmiseen singulaarisuuspisteeseen , jota lähellä nyt tunnetut fysiikan lait lakkaavat toimimasta. Laajenemisaikaa tästä kosmisesta singulaarisuudesta nykyiseen tilaan kutsutaan universumin kaudeksi ; eri lähteiden mukaan se on noin 14 miljardia vuotta.

Laajentuminen on pääprosessi, jota vastaan kaikki muut tapahtuvat, joten koko kehityshistoria voidaan jakaa laajentumisvaiheisiin [1] :

Planckin aikakausi on hetki, josta lähtien moderni fysiikka alkaa toimia .
inflaatiovaihe. Tässä vaiheessa maailmankaikkeuden koko kasvaa jyrkästi, ja sen lopussa - myös voimakas lämmitys.
Säteilydominanssin vaihe. Varhaisen universumin päävaihe. Lämpötila alkaa laskea ja alussa sähköheikko vuorovaikutus erotetaan voimakkaasta vuorovaikutuksesta , sitten muodostuu kvarkeja . Hadronien ja leptonien peräkkäisten aikakausien vaihtumisen jälkeen nukleosynteesin aikakaudella muodostuu meille tuttuja kemiallisia alkuaineita.
Aineen (pölyn) vallan aikakausi. Tämän aikakauden alussa sähkömagneettinen säteily erottuu aineesta ja muodostuu jäännetausta. Sitten tulee pimeä aikakausi. Ne loppuvat, kun ensimmäisten tähtien säteily ionisoi aineen uudelleen.
Λ -dominanssi. nykyinen aikakausi.

Jäännöstaustan muodostumishetki on aineen evoluution raja. Jos ennen sitä laajennus määräsi kokonaan, niin sen jälkeen ensimmäisen viulun rooli saa aineen kertymien gravitaatiovuorovaikutuksen sekä keskenään että itsensä kanssa. Hän on vastuussa tähtien, galaksien tähtiryhmien muodostumisesta sekä jälkimmäisten sulautumisesta.

Jäännöstaustan erottaminen tuli mahdolliseksi laajenemisen aiheuttaman universumin jäähtymisen vuoksi. Sama prosessi, joka ennalta määräsi painovoiman dominanssiajan päättymisen ja sen synnyttämä prosessi oli supernovaräjähdyksistä johtuva kemiallisen koostumuksen muutos.

Elämän syntyminen on seuraava vaihe universumin kehityksessä, mikä tarkoittaa, että aine voi nyt organisoitua itsestään, eikä se ole kaikessa riippuvainen ulkoisista olosuhteista.

Planckin aikakausi

Planckin aikakausi on havaittavan maailmankaikkeuden historian varhaisin aikakausi, josta on olemassa teoreettisia oletuksia. Tämän aikakauden aikana maailmankaikkeuden aineen energia oli ~10 19 GeV, tiheys ~10 97 kg/m³ ja sen lämpötila oli ~10 32 K [2] . Varhainen universumi oli erittäin homogeeninen ja isotrooppinen väliaine, jolla oli epätavallisen korkea energiatiheys, lämpötila ja paine. Laajentumisen ja jäähtymisen seurauksena maailmankaikkeudessa tapahtui faasimuutoksia, jotka ovat samanlaisia kuin nesteen kondensoituminen kaasusta, mutta suhteessa alkuainehiukkasiin . Se päättyi Planckin ajan jälkeen ( 10–43 sekuntia [3] alkuräjähdyksen jälkeen ) . Planckin aikakauden jälkeen gravitaatiovuorovaikutus erottui muista perusvuorovaikutuksista .

Moderni kosmologia uskoo, että Planckin aikakauden lopussa alkoi maailmankaikkeuden kehityksen toinen vaihe - Suuren yhdistymisen aikakausi, ja sitten symmetrian murtuminen johti nopeasti kosmisen inflaation aikakauteen , jonka aikana maailmankaikkeus kasvoi huomattavasti. kooltaan lyhyessä ajassa [4] .

Teoreettiset perusteet

Koska tällä hetkellä ei ole olemassa yleisesti hyväksyttyä teoriaa, joka mahdollistaisi kvanttimekaniikan ja relativistisen painovoiman yhdistämisen, nykyaikainen tiede ei voi kuvata tapahtumia, jotka tapahtuvat aikoina, jotka ovat lyhyempiä kuin Planckin aika ja etäisyyksillä, jotka ovat pienempiä kuin Planckin pituus (noin 1,616 × 10 -35 m - etäisyys, mikä valo kulkee Planck-ajassa).

Ilman kvanttimekaniikan ja relativistisen painovoiman yhdistävän teorian ymmärtämistä, Planckin aikakauden fysiikka on edelleen epäselvä. Perusvuorovaikutusten yhtenäisyyden taustalla olevat periaatteet sekä niiden erottamisen syyt ja kulku ovat vielä huonosti ymmärrettyjä.

Kolme neljästä voimasta on kuvattu onnistuneesti yhtenäisen teorian puitteissa, mutta painovoiman kuvaamisen ongelmaa ei ole vielä ratkaistu. Jos emme ota huomioon kvanttigravitaatiovaikutuksia, niin käy ilmi, että maailmankaikkeus sai alkunsa singulaarisuudesta , jonka tiheys on ääretön; näiden vaikutusten huomioon ottaminen antaa meille mahdollisuuden tehdä muita johtopäätöksiä.

Yksi kehittyneimmistä ja lupaavimmista ehdokkaista yhdistävälle teorialle on merkkijonojen ja silmukan kvanttigravitaation teoria . Lisäksi tehdään aktiivista työtä ei-kommutatiivisen geometrian ja muiden alueiden parissa, jotka mahdollistavat universumin syntyprosessien kuvaamisen.

Kokeelliset tutkimukset

Viime aikoihin asti Planckin aikakautta koskevien oletusten tueksi kokeelliset tiedot olivat käytännössä poissa, mutta WMAP-luotaimen tuoreimmat tulokset antoivat tutkijoille mahdollisuuden testata hypoteeseja ensimmäisistä 10–12 a :n murto-osasta satojen tuhansien vuosien ajan). Huolimatta siitä, että tämä aikaväli on edelleen monta suuruusluokkaa suurempi kuin Planckin aika, kokeet ovat parhaillaan käynnissä (mukaan lukien Planck - projekti) lupaavilla tuloksilla, joiden avulla voimme siirtää "tutkitun" ajan rajaa lähemmäs hetkeä. Universumi ilmestyi ja ehkä he antavat tietoa Planckin aikakaudesta.

Lisäksi jonkin verran ymmärrystä varhaisen universumin prosesseista tarjoaa hiukkaskiihdyttimien data . Esimerkiksi relativistisessa raskaassa ionitörmäyttimessä (RHIC) tehdyt kokeet mahdollistivat, että kvarkkigluoniplasma (yksi aineen varhaisimmista tiloista) käyttäytyy enemmän nesteen kuin kaasun tavoin. Large Hadron Colliderissa on mahdollista tutkia jopa aikaisempia aineen tiloja, mutta tällä hetkellä ei ole olemassa eikä suunnitteilla kiihdyttimiä, jotka mahdollistaisivat Planck-energian luokkaa olevien energioiden saamisen ( noin 1,22 × 10 19 GeV ).

Universumin laajeneminen

Vaihe	Evoluutio $a(\eta)$	Hubble-parametri
inflaatiota	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
säteilyn dominanssi	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t))$
pölyvaihe	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t))$
$\lambda$ -dominanssi	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Kosmologiset parametrit WMAP- ja Planck-tietojen mukaan
	WMAP [5]	Planck [6]
Universumin ikä t 0 miljardia vuotta	13,75±0,13	13,81±0,06
H 0 km/s/MPc	71,0±2,5	67,4±1,4

Universumin laajeneminen on laajamittainen prosessi, jonka kulku ratkaisee olennaisesti sen evoluution kulun: laajenemisen seurauksena keskilämpötila laskee, mikä määrittää, kuinka kauan ja millä nopeudella primaarinen nukleosynteesi tapahtuu, taustalla laajeneminen, tapahtuu fluktuaatioiden kehittymistä, joista sitten pitäisi tulla galakseja jne. Kokeellisesti maailmankaikkeuden laajeneminen ilmenee kaukaisten galaksien spektrilinjojen punasiirtymänä Hubblen lain mukaisesti sekä erilaisten prosessien näkyvän esiintymisajan pidentymisenä. ne (supernovien kesto ja muut).

Universumi laajenee alkuperäisestä supertiheästä ja superkuumasta tilasta, niin kutsutusta alkuräjähdyksestä . Onko alkutila singulaarinen (kuten klassinen painovoimateoria - yleinen suhteellisuusteoria eli GR) ennustaa vai ei - on aktiivisesti keskustelunaihe, toiveet sen ratkaisemisesta liittyvät painovoiman kvanttiteorian kehitykseen .

Friedmannin malli

Yleisen suhteellisuusteorian puitteissa maailmankaikkeuden koko dynamiikka voidaan ensimmäisessä approksimaatiossa pelkistää yksinkertaisiin differentiaaliyhtälöihin skaalauskertoimelle , arvolle, joka heijastaa etäisyyksien muutosta tasaisesti laajenevissa tai supistuvissa tiloissa [7] : $a(t)$

energiayhtälö

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

liikkeen yhtälö

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

jatkuvuusyhtälö

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

missä k on avaruuden kaarevuus (ottaa arvot -1, 0, 1), Λ on kosmologinen vakio , ρ on maailmankaikkeuden keskimääräinen tiheys, P on keskimääräinen paine, c on valon nopeus ja piste kirjaimen yläpuolella tarkoittaa derivaatan ottamista ajan suhteen, esimerkiksi . ${\piste a}=da/dt$

Tällaisessa mallissa kahden tapahtuman välinen aika kirjoitetaan seuraavasti:

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

jossa dR² kuvaa malliavaruuden geometrisia ominaisuuksia ja on kolmiulotteisen isotrooppisen ja homogeenisen avaruuden metri: tasainen kohdassa k =0, pallomainen kohdassa k =1 ja hyperbolinen kohdassa k = −1. Tällaisissa koordinaattijärjestelmissä kahden liikkuvassa koordinaatistossa lepäävän pisteen välisen fyysisen etäisyyden l muutosnopeus on:

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

Tämä ei ole muuta kuin Hubblen laki , jossa Hubble-parametri on ajallisesti muuttuva arvo:

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

Jos nyt korvataan tämä lauseke energiayhtälöön ja tuodaan arvot, saadaan lauseke:

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

missä Ω m =8πGρ/3H2 , Ω k = -(kc 2 )/(a 2 H 2 ) , Ω Λ =(Λc 2 )/(3H 2 ) [7] .

Inflaatiokasvu

Big bang

Alkuräjähdys on kosmologinen malli , joka kuvaa maailmankaikkeuden varhaista kehitystä [8] , nimittäin maailmankaikkeuden laajenemisen alkua , jota ennen universumi oli singulaarisessa tilassa .

Yleensä nyt automaattisesti yhdistetään alkuräjähdyksen teoria ja kuuman maailmankaikkeuden malli , mutta nämä käsitteet ovat itsenäisiä ja historiallisesti oli myös ajatus kylmästä alkuuniversumista lähellä alkuräjähdystä. Alkuräjähdysteorian ja kuuman maailmankaikkeuden teorian yhdistelmää, jota tukee kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn olemassaolo , tarkastellaan edelleen.

Kosmologinen singulariteetti

Kosmologinen singulaarisuus on maailmankaikkeuden tila alkuräjähdyksen alkuhetkellä , jolle on ominaista aineen ääretön tiheys ja lämpötila . Kosmologinen singulaarisuus on yksi esimerkki yleisen suhteellisuusteorian (GR) ja joidenkin muiden painovoimateorioiden ennustamista gravitaatiosingulaarisuudesta .

Stephen Hawking [10] todisti tiukasti vuonna 1967 tämän singulaarisuuden esiintymisen, kun jatketaan ajassa taaksepäin mitä tahansa yleisen suhteellisuusteorian [9] ratkaisua, joka kuvaa maailmankaikkeuden laajenemisen dynamiikkaa . Hän kirjoitti myös:

"Havainnojemme tulokset vahvistavat oletuksen, että maailmankaikkeus syntyi tietyllä hetkellä. Kuitenkin juuri luomisen alkamishetki, singulaarisuus, ei tottele mitään tunnettuja fysiikan lakeja.

Esimerkiksi tiheys ja lämpötila eivät voi olla äärettömiä samaan aikaan, koska äärettömällä tiheydellä kaaoksen mitta pyrkii nollaan, mitä ei voida yhdistää äärettömään lämpötilaan. Kosmologisen singulaarisuuden olemassaolon ongelma on yksi fyysisen kosmologian vakavimmista ongelmista. Asia on siinä, että mikään tietomme siitä, mitä tapahtui alkuräjähdyksen jälkeen, ei voi antaa meille mitään tietoa siitä, mitä tapahtui ennen.

Yritykset ratkaista tämän singulaarisuuden olemassaolon ongelmaa menevät useaan suuntaan: ensinnäkin uskotaan, että kvanttigravitaatio antaa kuvauksen singulariteeteista vapaan gravitaatiokentän dynamiikasta [11] , ja toiseksi on olemassa mielipide, että kvanttivaikutusten huomioon ottaminen ei-gravitaatiokentissä voi rikkoa energiadominanssin ehtoa , johon Hawkingin todiste perustuu [11] , kolmanneksi ehdotetaan sellaisia modifioituja painovoimateorioita , joissa singulaarisuutta ei esiinny, koska äärimmäisen puristettu aine alkaa työntää toisistaan gravitaatiovoimilla (ns. gravitaatiorepulsio ), eivätkä houkuttele toisiaan.

Pyhä Augustinus väitti, että aika on maailmankaikkeuden ominaisuus , joka ilmestyi itsensä kanssa. Koska tällaiselle paradoksille ei ole yksiselitteistä tieteellistä selitystä , Georgy Gamow ehdotti, että Augustinian aikakautta kutsutaan maailmankaikkeuden tilaksi "ennen" ja "hetkellä" alkuräjähdystä . Tällaista tilaa kutsutaan usein nollapisteeksi tai kosmologiseksi singulariteettiksi .

Ensimmäiset kolme minuuttia. Primaarinen nukleosynteesi

Oletettavasti kaikki tunnetut alkuainehiukkaset ovat läsnä syntymän alusta (tai ainakin inflaatiovaiheen lopusta) ja sen ajan, kunnes lämpötila pysyy alle 10 16 GeV (10 −10 s). ei massaa. Tätä ajanjaksoa kutsutaan suuren yhdistymisen ajanjaksoksi, jolloin sähköheikko ja vahva vuorovaikutus yhdistyvät [12] .

Tällä hetkellä on mahdotonta sanoa tarkalleen, mitkä hiukkaset ovat läsnä sillä hetkellä, mutta jotain tiedetään silti. Arvo η on entropian indikaattori, ja se kuvaa myös hiukkasten ylimäärää antihiukkasiin nähden [13] :

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

Sillä hetkellä, kun lämpötila laskee alle 10 15 GeV , vapautuu todennäköisesti X- ja Y-bosoneja vastaavilla massoilla .

Suuren yhdistymisen aikakausi korvataan sähköheikon yhdistymisen aikakaudella, jolloin sähkömagneettinen ja heikko vuorovaikutus edustavat yhtä kokonaisuutta. Tätä aikakautta leimaa X- ja Y-bosonien tuhoutuminen . Sillä hetkellä, kun lämpötila laskee 100 GeV :iin , sähköheikko yhdistymisaika päättyy, muodostuu kvarkeja, leptoneja ja välibosoneja.

Hadronien aikakausi on tulossa, hadronien ja leptonien aktiivisen tuotannon ja tuhoutumisen aika. Tällä aikakaudella huomionarvoinen on kvarkki-hadron-siirtymän tai kvarkkien sulkemisen hetki , jolloin kvarkkien fuusio hadroneiksi tuli mahdolliseksi. Tällä hetkellä lämpötila on 300-1000 MeV ja aika universumin syntymästä on 10 −6 s .

Hadronikauden aikakausi periytyy leptonin aikakaudella - hetkellä, jolloin lämpötila laskee 100 MeV :n tasolle , ja kellolla 10 −4 s . Tällä aikakaudella maailmankaikkeuden koostumus alkaa muistuttaa nykyaikaista; päähiukkaset ovat fotoneja, niiden lisäksi on olemassa vain elektroneja ja neutriinoja antihiukkasineen sekä protoneja ja neutroneja. Tänä aikana tapahtuu yksi tärkeä tapahtuma: aine muuttuu läpinäkyväksi neutriinoille. Siellä on jotain jäännetaustaa, mutta neutriinoille. Mutta koska neutriinojen erottuminen tapahtui ennen fotonien erottamista, kun tietyntyyppiset hiukkaset eivät olleet vielä tuhoutuneet antaen energiansa muille, ne jäähtyivät enemmän. Tähän mennessä neutriinokaasun olisi pitänyt jäähtyä 1,9 K : iin, jos neutriinoilla ei ole massaa (tai niiden massat ovat merkityksettömiä).

Lämpötilassa T≈0,7 MeV protonien ja neutronien välinen termodynaaminen tasapaino, joka oli aiemmin olemassa, rikkoutuu ja neutronien ja protonien pitoisuuden suhde jäätyy arvoon 0,19. Deuteriumin, heliumin ja litiumin ytimien synteesi alkaa. Noin 200 sekunnin kuluttua maailmankaikkeuden syntymästä lämpötila laskee arvoihin, joissa nukleosynteesi ei ole enää mahdollista, ja aineen kemiallinen koostumus pysyy muuttumattomana ensimmäisten tähtien syntymiseen asti [12] .

Suuren yhdistymisen aika

Suuren yhdistymisen aikakausi (jäljempänä EVO) on käsite, jota käytetään kosmologiassa määrittämään maailmankaikkeuden kehityksen toinen vaihe . Laajenevan maailmankaikkeuden kosmologisen mallin perusteella on yleisesti hyväksyttyä, että EVO alkoi ajanhetkellä ~10 −43 sekunnista [14] , jolloin aineen tiheys oli 10 92 g/cm³ ja lämpötila oli 10 32 K. Vaiheenmuutos aiheutti eksponentiaalisen laajenemisen Universumin, joka aiheutti siirtymisen inflaation aikakauteen.

EVO:n perusteet

Fyysisessä kosmologiassa olettaen, että GUT kuvaa luontoa , EVO oli aikaisen universumin evoluution ajanjakso, joka seurasi Planckin aikakautta ja edelsi inflaatiokautta . Siitä hetkestä lähtien, kun EVO alkaa, kvanttivaikutukset heikkenevät ja yleisen suhteellisuusteorian lait tulevat voimaan . Gravitaatiovuorovaikutuksen erottaminen muista perustavanlaatuisista vuorovaikutuksista aikakausien rajalla - Planck ja Suuri yhdistyminen - johti yhteen primaariaineen faasisiirtymistä , johon liittyi sen tiheyden yhtenäisyyden rikkominen . Sen jälkeen kun painovoima erotettiin (ensimmäinen erotus) perusvoimien yhdistämisestä Planckin aikakauden lopussa, kolme neljästä voimasta - sähkömagneettiset , vahvat ja heikot voimat - yhdistettiin edelleen sähköydinvoimaksi . Yhtenäisen aikakauden aikana fyysiset ominaisuudet, kuten massa , maku ja väri , olivat merkityksettömiä.

Uskotaan, että EVO:n aikana maailmankaikkeuden lämpötila oli verrattavissa yhtenäisen teorian tyypillisiin lämpötilagradientteihin . Jos suuren yhdistämisenergian oletetaan olevan 10 15 GeV, tämä vastaa yli 10 27 K lämpötiloja.

On yleisesti hyväksyttyä, että EVO loppui noin 10–34 sekunnissa [15] alkuräjähdyksen hetkestä , jolloin aineen tiheys oli 10 74 g/cm³ ja lämpötila 10 27 K, mikä vastaa energiaa 10 14 GeV - tällä ajanhetkellä primaarisesta vuorovaikutuksesta erottuu vahva ydinvuorovaikutus , joka alkaa olla perustavanlaatuinen syntyneissä olosuhteissa. Tämä erottelu johti seuraavaan faasimuutokseen ja sen seurauksena maailmankaikkeuden laajamittaiseen laajenemiseen - universumin inflaatiolaajenemiseen ja merkittäviin muutoksiin aineen tiheydessä ja sen jakautumisessa universumissa.

Inflaation aika

10 −36 ja 10 −32 [3] s alkuräjähdyksen jälkeen . Tämän aikakauden aikana universumi on edelleen pääosin täynnä säteilyä, ja kvarkeja, elektroneja ja neutriinoja alkaa muodostua. Laajenemisajan alkuvaiheessa syntyvät kvarkit ja hyperonit (jotka ottavat energiaa fotoneista) hajoavat nopeasti. Oletetaan, että universumissa on vuorottelevia kuumenemis- ja uudelleenjäähdytysjaksoja. Tämän ajanjakson päätyttyä maailmankaikkeuden rakennusmateriaali oli kvarkkigluoniplasma . Ajan kuluessa lämpötila laski arvoihin, joissa seuraava vaihemuutos, nimeltään baryogeneesi , tuli mahdolliseksi . Lämpötilan lisälasku johti seuraavaan vaihemuutokseen - fyysisten voimien ja alkuainehiukkasten muodostumiseen nykyisessä muodossaan, joka johti sähköheikkojen vuorovaikutusten aikakauden , kvarkkien aikakauden , hadronien aikakauden , leptonien aikakausi siirtymiseen nukleosynteesin aikakauteen .

Baryogenesis

Baryogeneesi on maailmankaikkeuden tila 10 −35 ja 10 −31 s aikavälillä alkuräjähdyksen hetkestä ( inflaatiokausi ), jonka aikana kvarkit ja gluonit yhdistyivät hadroneiksi (mukaan lukien baryoneiksi ), sekä nimi tällaisen yhdistyksen prosessista. Uskotaan, että Baryogeneesin aikana Saharov-ehtojen ( baryoniluvun säilymättä jättäminen , CP-rikkomus , lämpötasapainon rikkominen) täyttymisestä johtuen syntyi maailmankaikkeuden niin sanottu baryoni-epäsymmetria - havaittu epäsymmetria aineen ja antiaineen välillä. (ensimmäinen on läsnä lähes yksinomaan nykyaikaisessa universumissa).

Universumin baryoniepäsymmetria

Universumin baryoniepäsymmetria on aineen havaittu ylivalta antimateriaaliin nähden maailmankaikkeuden näkyvässä osassa . Tätä havainnointia ei voida selittää olettamalla alkuräjähdyksen aikaista baryonista symmetriaa joko vakiomallin tai yleisen suhteellisuusteorian kannalta , ne kaksi teoriaa, jotka ovat modernin kosmologian perusta . Havaittavan universumin avaruudellisen tasaisuuden ja horisonttiongelman ohella se on yksi kosmologian alkuarvoongelman näkökohdista .

On olemassa useita hypoteeseja, jotka yrittävät selittää baryonien epäsymmetrian ilmiötä, mutta tiedeyhteisö ei tunnusta yhtäkään niistä luotettavasti todistetuksi.

Yleisimmät teoriat laajentavat standardimallia siten, että joissakin reaktioissa on mahdollista voimakkaampi CP-invarianssin rikkominen verrattuna sen rikkomiseen Standardimallissa. Nämä teoriat olettavat, että alun perin baryonisen ja antibaryonisen aineen määrä oli sama, mutta myöhemmin, jostain syystä, johtuen reaktioiden epäsymmetriasta, mitkä hiukkaset - aine tai antiaine - osallistuvat niihin, määrä kasvoi vähitellen. baryonisen aineen ja antibaryonin määrän vähenemisen. Samanlaisia teorioita syntyy luonnollisesti suurissa yhtenäisissä malleissa .

Muita mahdollisia epäsymmetrian syntymisen skenaarioita ovat joko aineen ja antiaineen lokalisaatioalueiden makroskooppinen erottaminen (mikä näyttää epätodennäköiseltä) tai antimateriaalin imeytyminen mustiin aukkoihin , jotka voivat erottaa sen aineesta CP-invarianssin rikkomisen ehdolla. . Jälkimmäinen skenaario edellyttää hypoteettisten raskaiden hiukkasten olemassaoloa, jotka hajoavat voimakkaasti CP-rikkomuksen seurauksena.

Vuonna 2010 esitettiin hypoteesi, että baryonin epäsymmetria liittyy pimeän aineen läsnäoloon . Tehdyn oletuksen mukaan negatiivisen baryonivarauksen kantajat ovat pimeän aineen hiukkasia, jotka eivät ole suoraan havainnoitavissa maanpäällisissä kokeissa, mutta jotka ilmenevät gravitaatiovuorovaikutuksena galaksien mittakaavassa [16] [17] .

Sähköheikon vuorovaikutuksen aikakausi

10 -32 ja 10 -12 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen [ 3] . Universumin lämpötila on edelleen erittäin korkea. Siksi sähkömagneettinen vuorovaikutus ja heikko vuorovaikutus ovat edelleen yksi sähköheikko vuorovaikutus . Erittäin korkeista energioista johtuen muodostuu useita eksoottisia hiukkasia , kuten Higgsin bosoni [18] ja W-bosoni , Z-bosoni .

Kvarkkien aikakausi

10 -12 ja 10 -6 s [3] alkuräjähdyksen jälkeen. Sähkömagneettiset , painovoimaiset , vahvat , heikot vuorovaikutukset muodostuvat nykyisessä tilassaan. Lämpötilat ja energiat ovat edelleen liian korkeita, jotta kvarkit voisivat ryhmittyä hadroneiksi. Kutsutaan myös kvarkkigluoniplasman aikakaudeksi [3] .

The Hadron Epoch

10–6 ja 1 s alkuräjähdyksen jälkeen [3] . Kvarkkigluoniplasma jäähtyy ja kvarkit alkavat ryhmitellä hadroneiksi, mukaan lukien esimerkiksi protoneiksi ja neutroneiksi.

Leptonien aikakausi

1-10 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen [3] . Havaittavan maailmankaikkeuden koko oli silloin alle sata tähtitieteellistä yksikköä [19] . Hadronien aikakauden aikana useimmat hadronit ja anti-hadronit tuhoutuvat (tuomioivat toistensa kanssa) ja jättävät leptoni- ja antileptoniparit hallitsevaksi massaksi universumissa. Noin 10 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen lämpötila laskee pisteeseen, jossa leptoneja ei enää tuoteta. Leptonit ja antileptonit puolestaan tuhoavat toisensa ja vain pieni jäännös leptoneista jää universumissa. Neutriinot vapautuvat ja alkavat liikkua vapaasti avaruudessa. Syntyy neutrinoneutrinotausta , teoriassa se pitäisi havaita tänään, mutta teknisten vaikeuksien vuoksi matalaenergisten neutriinojen rekisteröinnissä jäännösneutrinotaustaa ei ole vielä havaittu.

Primaarinen nukleosynteesi

Noin 10 sekuntia alkuräjähdyksen jälkeen [3] aine jäähtyi tarpeeksi stabiilien nukleonien muodostamiseksi ja primaarinen nukleosynteesiprosessi alkoi . Se kesti universumin ikään asti 20 minuuttia , ja tänä aikana muodostui tähtiaineen primäärikoostumus: noin 25 % heliumia-4 , 1 % deuteriumia , jälkiä raskaammista alkuaineista booriin asti , loput on vetyä .

Säteilyn aikakausi

70 000 vuoden kuluttua aine alkaa hallita säteilyä, mikä johtaa muutokseen universumin laajenemistilassa. 379 000 vuoden ajanjakson lopussa vety yhdistyy uudelleen ja universumi muuttuu läpinäkyväksi lämpösäteilyn fotoneille. Lisälämpötilan laskun ja maailmankaikkeuden laajenemisen jälkeen tapahtui seuraava siirtymähetki, jolloin painovoima tuli hallitsevaksi voimaksi.

Primaarisen rekombinaation aikakausi

Universumi jäähtyi vähitellen ja 379 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen muuttui melko kylmäksi (3000 K ): hidastuneet elektronit saivat mahdollisuuden yhdistyä hidastettuihin protoniin ( vetyytimiin ) ja alfahiukkasiin ( heliumytimiin ) muodostaen atomeja (tätä prosessia kutsutaan ns. rekombinaatio ). Siten plasman tilasta , joka on läpinäkymätön suurimmalle osalle sähkömagneettista säteilyä, aine siirtyi kaasumaiseen tilaan. Voimme suoraan tarkkailla tuon aikakauden lämpösäteilyä jäännössäteilyn muodossa .

Dark Ages

380 000 vuoden ja 550 miljoonan vuoden välillä [20] alkuräjähdyksen jälkeen. Universumi on täynnä vetyä ja heliumia, jäännössäteilyä, atomivedyn säteilyä aallonpituudella 21 cm . Tähdet , kvasaarit ja muut kirkkaat lähteet puuttuvat.

Reionisaatio

Reionisaatio ( reionisaation aikakausi [21] , reionisaatio [ 22] , vedyn sekundaarinen ionisaatio [23] ) - osa maailmankaikkeuden historiaa (aikakausi) 550 miljoonan vuoden [20] ja 800 miljoonan vuoden välillä alkuräjähdyksen jälkeen (noin punasiirtymä arvosta ) [22 ] . Reionisaatiota edeltää pimeä aikakausi . Ja sen jälkeen - nykyinen aineen aikakausi . Ensimmäiset tähdet (populaatio III tähdet), galaksit [24] , kvasaarit [25] , galaksijoukot ja superklusterit muodostuvat . Tämän tähtipopulaation ensimmäisen sukupolven säteilemä valo päätti kosmologisen pimeän keskiajan , ja se tunnetaan fysikaalisessa kosmologiassa ensimmäisenä valona [26] . $z=15$ $z=6.4$

Vety ionisoituu uudelleen tähtien ja kvasaarien valossa. Reionisaationopeus riippui universumin esineiden muodostumisnopeudesta [27] . Painovoiman vetovoiman vuoksi maailmankaikkeuden aine alkaa jakautua eristyneiden klustereiden (" klusterien ") kesken. Ilmeisesti ensimmäiset tiheät esineet pimeässä universumissa olivat kvasaarit . Sitten galaksien ja kaasu- ja pölysumujen varhaiset muodot alkoivat muodostua. Ensimmäiset tähdet alkavat muodostua, joissa syntetisoidaan heliumia raskaampia alkuaineita. Astrofysiikassa kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan "metalliksi".

11. heinäkuuta 2007 Richard Ellis (Caltech) 10 metrin Keck II -teleskoopilla löysi kuusi tähtijoukkoa, jotka muodostuivat 13,2 miljardia vuotta sitten. Näin ollen ne syntyivät, kun maailmankaikkeus oli vain 500 miljoonaa vuotta vanha [28] .

Tähtien muodostuminen

Tähtien muodostuminen on astrofysiikka termi suuren mittakaavan prosessille galaksissa , jossa tähtiä alkaa muodostua massaksi tähtienvälisestä kaasusta [ 29] . Kierrevarret , galaksin yleinen rakenne , tähtipopulaatio , tähtienvälisen väliaineen luminositeetti ja kemiallinen koostumus ovat kaikki tämän prosessin tulosta [30] .

Tähtien muodostumisen peittämän alueen koko ei pääsääntöisesti ylitä 100 kpl. On kuitenkin olemassa komplekseja, joissa on tähtienmuodostuspurske, joita kutsutaan superassosiaatioiksi ja jotka ovat kooltaan verrattavissa epäsäännölliseen galaksiin.

Meidän ja useissa lähigalakseissa prosessin suora havainnointi on mahdollista. Tässä tapauksessa merkit jatkuvasta tähtien muodostumisesta ovat [31] :

spektriluokkien OBA tähtien ja niihin liittyvien objektien läsnäolo (HII-alueet, uusien purkaukset ja supernovat );
infrapunasäteily , sekä kuumennetusta pölystä että itse nuorista tähdistä;
radiosäteily kaasu- ja pölylevyistä muodostuvien ja vastasyntyneiden tähtien ympärillä;
Molekyyliviivojen Doppler-halkaisu pyörivässä kiekossa tähtien ympärillä;
Näiltä levyiltä (niiden napoilta) noin nopeudella noin 100 km/s pakenevien ohuiden nopeiden suihkujen ( jets ) molekyyliviivojen Doppler-halkaisu ;
assosiaatioiden, klustereiden ja tähtikompleksien läsnäolo massiivisten tähtien kanssa (massiiviset tähdet syntyvät melkein aina suurissa ryhmissä);
pallosten läsnäolo .

Etäisyyden kasvaessa myös kohteen näennäinen kulmakoko pienenee, eikä yksittäisiä esineitä ole mahdollista nähdä tietystä hetkestä alkaen galaksin sisällä. Sitten kriteerit tähtien muodostumiselle kaukaisissa galakseissa ovat [29] :

suuri valoisuus emissiolinjoissa , erityisesti H a : ssa ;
lisääntynyt teho spektrin ultravioletti- ja sinisissä osissa , joista massiivisten tähtien säteily on suoraan vastuussa;
lisääntynyt säteily aallonpituuksilla lähellä 8 µm ( IR-alue );
lisääntynyt lämpö- ja synkrotronisäteilyn teho radioalueella ;
Kuumaan kaasuun liittyvä lisääntynyt röntgenteho .

Yleisesti ottaen tähtien muodostumisprosessi voidaan jakaa useisiin vaiheisiin: suurten kaasukompleksien muodostuminen (massa 10 7 M ʘ ), gravitaatioon sitoutuneiden molekyylipilvien ilmestyminen niihin, niiden tiheimpien osien gravitaatiopuristuminen ennen tähtien muodostuminen, kaasun kuumeneminen nuorten tähtien säteilyn vaikutuksesta sekä uusien ja supernovien purkaukset, pakokaasut.

Useimmiten tähtienmuodostusalueita löytyy [31] :

suurten galaksien ytimissä,
spiraalivarsien päissä,
epäsäännöllisten galaksien reunalla ,
kääpiögalaksin kirkkaimmassa osassa .

Tähtien muodostuminen on itsesäätyvä prosessi: massiivisten tähtien muodostumisen ja niiden lyhyen elinkaaren jälkeen tapahtuu sarja voimakkaita soihdutuksia, jotka tiivistävät ja lämmittävät kaasua. Toisaalta tiivistyminen kiihdyttää suhteellisen tiheiden pilvien puristamista kompleksin sisällä, mutta toisaalta kuumennettu kaasu alkaa poistua tähtienmuodostusalueelta, ja mitä enemmän sitä kuumennetaan, sitä nopeammin se poistuu.

Massiiviset tähdet elävät suhteellisen lyhyen elämän - muutaman miljoonan vuoden. Tällaisten tähtien olemassaolo tarkoittaa, että tähtien muodostumisprosessit eivät päättyneet miljardeja vuosia sitten, vaan ne tapahtuvat nykyisellä aikakaudella.

Tähdillä, joiden massa on monta kertaa suurempi kuin Auringon massa , on valtava koko, korkea valoisuus ja lämpötila suurimman osan elämästään . Korkean lämpötilansa vuoksi ne ovat väriltään sinertäviä , ja siksi niitä kutsutaan sinisiksi superjättiläiksi . Tällaiset tähdet lämmittämällä ympäröivää tähtienvälistä kaasua johtavat kaasusumujen muodostumiseen . Suhteellisen lyhyen elämänsä aikana massiiviset tähdet eivät ehdi liikkua merkittävää etäisyyttä alkuperäpaikaltaan, joten kirkkaita kaasusumuja ja sinisiä superjättiläisiä voidaan pitää niiden galaksin alueiden indikaattoreina, joissa tähtien muodostuminen on äskettäin tapahtunut tai on tapahtuu edelleen.

Nuoret tähdet eivät ole satunnaisesti jakautuneet avaruuteen. On laajoja alueita, joilla niitä ei havaita ollenkaan, ja alueita, joilla niitä on suhteellisen paljon. Suurin osa sinisiä superjättiläisiä havaitaan Linnunradan alueella , toisin sanoen lähellä galaksin tasoa, missä kaasun ja pölyn tähtienvälisen aineen pitoisuus on erityisen korkea.

Mutta jopa lähellä Galaxyn tasoa nuoret tähdet ovat jakautuneet epätasaisesti. He eivät juuri koskaan tapaa yksin. Useimmiten nämä tähdet muodostavat avoimia klustereita ja harvinaisempia suuria tähtiryhmiä, joita kutsutaan tähtiyhdistyksiksi ja joita on kymmeniä ja joskus satoja sinisiä superjättiläisiä. Nuorimmat tähtijoukoista ja yhdistyksistä ovat alle 10 miljoonaa vuotta vanhoja. Lähes kaikissa tapauksissa näitä nuoria muodostumia havaitaan alueilla, joilla on lisääntynyt tähtienvälinen kaasutiheys. Tämä osoittaa, että tähtien muodostumisprosessi liittyy tähtienväliseen kaasuun.

Esimerkki tähtienmuodostusalueesta on jättiläinen kaasukompleksi Orionin tähdistössä. Se vie lähes koko tämän tähdistön alueen taivaalla ja sisältää suuren massan neutraalia ja molekyylikaasua , pölyä ja useita kirkkaita kaasumaisia sumuja. Tähtien muodostuminen siinä jatkuu tällä hetkellä.

Perustiedot

Tähtien muodostumisprosessin aloittaminen tähtienvälisistä kaasu- ja pölysumuista galakseissa edellyttää aineen läsnäoloa avaruudessa, joka on syystä tai toisesta gravitaatiovakauden tilassa [32] . Esimerkiksi tyypin Ib\c ja II supernovaräjähdykset pilven lähellä, massiivisten tähtien läheisyys, joissa on voimakasta säteilyä, ja ulkoisten magneettikenttien, kuten Linnunradan magneettikentän, läsnäolo voivat toimia laukaisimena . Periaatteessa tähtien muodostumisprosessi tapahtuu ionisoituneen vedyn tai H II -alueiden pilvissä . Riippuen galaksityypistä intensiivistä tähtien muodostumista tapahtuu joko satunnaisesti jakautuneilla alueilla tai alueilla, jotka on järjestetty galaksien spiraalirakenteisiin [33] . Tähtien muodostuksella on "paikallisten soihdutusten" luonne. "Leimauksen" aika on lyhyt, useiden miljoonien vuosien luokkaa, mittakaava on jopa satoja parsekkeja [30] .

Niiden tähtienvälisten kaasualueiden koostumus , joista tähdet muodostuivat, määrittää niiden kemiallisen koostumuksen, mikä mahdollistaa tietyn tähden muodostumisen päivämäärän tai sen liittämisen tietyntyyppisiin tähtipopulaatioihin . Vanhemmat tähdet muodostuivat alueille, jotka olivat käytännöllisesti katsoen vapaita raskaita alkuaineista ja siten vailla näitä alkuaineita ilmakehässään spektrihavaintojen perusteella . Spektriominaisuuksien lisäksi tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus vaikuttaa sen jatkokehitykseen ja esimerkiksi fotosfäärin lämpötilaan ja väriin .

Tietyn populaation tähtien määrä määrittää tähtien muodostumisnopeuden tietyllä alueella pitkän ajan kuluessa. Nousevien tähtien kokonaismassaa yhdessä vuodessa kutsutaan tähtien muodostumisnopeudeksi (SFR, Star Formation Rate).

Tähtien muodostumisprosessi on yksi astrofysiikan tutkimuksen pääaineista . Universumin evoluution kannalta on tärkeää tuntea tähtien muodostumisnopeuden historia . Nykyaikaisten tietojen mukaan tähdet, joiden massa on 1-10 M ☉ , muodostuvat nykyään pääasiassa Linnunradalla .

Perusprosessit

Tähtien muodostumisen perusprosesseja ovat painovoiman epävakauden ilmaantuminen pilvessä, akkretiolevyn muodostuminen ja lämpöydinreaktioiden alkaminen tähdessä. Jälkimmäistä kutsutaan joskus myös tähden syntymäksi . Lämpöydinreaktioiden alkaminen pääsääntöisesti pysäyttää muodostuvan taivaankappaleen massan kasvun ja edistää uusien tähtien muodostumista sen läheisyydessä (katso esimerkiksi Pleiades , Heliosphere ).

Tähtien muodostuminen

Toisin kuin termi tähtien muodostuminen , termi tähtien muodostuminen viittaa fysikaaliseen prosessiin, jossa tiettyjä tähtiä muodostuu kaasu- ja pölysumuista .

Galaksien alkuperä ja kehitys

Galaksien syntyminen on universumin kaukaisessa menneisyydessä tapahtuneiden suurten gravitaatioon sidottujen aineen kertymien ilmaantumista . Se alkoi neutraalin kaasun tiivistymisestä pimeän keskiajan lopusta lähtien [24] . Tyydyttävää teoriaa galaksien alkuperästä ja kehityksestä ei vielä ole olemassa. Tämän ilmiön selittämiseen on useita kilpailevia teorioita, mutta jokaisessa on vakavia ongelmia.

Kuten taustataustatiedot osoittavat, maailmankaikkeus oli säteilyn erottamishetkellä aineesta itse asiassa homogeeninen, aineen vaihtelut olivat erittäin pieniä, mikä on merkittävä ongelma. Toinen ongelma on galaksien superklusterien solurakenne ja samalla pienempien klustereiden pallomainen rakenne. Minkä tahansa teorian, joka yrittää selittää universumin laajamittaisen rakenteen alkuperää, täytyy välttämättä ratkaista nämä kaksi ongelmaa (sekä mallintaa oikein galaksien morfologia).

Modernia teoriaa suuren mittakaavan rakenteen ja yksittäisten galaksien muodostumisesta kutsutaan "hierarkkiseksi teoriaksi". Teorian ydin tiivistyy seuraavaan: aluksi galaksit olivat kooltaan pieniä (suunnilleen kuin Magellanin pilvi ), mutta ajan myötä ne sulautuvat yhteen muodostaen yhä enemmän suuria galakseja.

Viime aikoina teorian pätevyys on kyseenalaistettu, ja supistaminen on vaikuttanut tähän melkoisesti . Teoreettisissa tutkimuksissa tämä teoria on kuitenkin hallitseva. Silmiinpistävin esimerkki tällaisesta tutkimuksesta on Millennium-simulaatio (Millennium run) [34] .

Hierarkkinen teoria

Ensimmäisen mukaan ensimmäisten tähtien ilmestymisen jälkeen maailmankaikkeudessa alkoi tähtien gravitaatioyhdistyminen klusteriksi ja edelleen galakseiksi. Viime aikoina tämä teoria on kyseenalaistettu. Nykyaikaiset teleskoopit pystyvät "katsomaan" niin pitkälle, että ne näkevät esineitä, jotka olivat olemassa noin 400 tuhatta vuotta alkuräjähdyksen jälkeen . Todettiin, että muodostuneita galakseja oli jo olemassa 400 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Oletetaan, että ensimmäisten tähtien ilmestymisen ja edellä mainitun maailmankaikkeuden kehitysjakson välillä on kulunut liian vähän aikaa, eivätkä galaksit olisi ehtineet muodostua.

Yleiset määräykset

Jokainen teoria tavalla tai toisella olettaa, että kaikki nykyaikaiset muodostelmat tähdistä superklusteriin syntyivät alkuperäisten häiriöiden romahtamisen seurauksena. Klassinen tapaus on Jeansin epävakaus , joka pitää ihanteellista nestettä, joka luo gravitaatiopotentiaalin Newtonin painovoimalain mukaisesti. Tässä tapauksessa hydrodynamiikan ja potentiaalin yhtälöistä käy ilmi, että häiriön koko, josta romahdus alkaa, on [35] :

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

missä us on äänen nopeus väliaineessa, G on gravitaatiovakio ja ρ on häiriöttömän väliaineen tiheys. Samanlainen harkinta voidaan suorittaa laajenevan universumin taustalla. Mukavuussyistä tässä tapauksessa harkitse suhteellisen vaihtelun suuruutta . Silloin klassiset yhtälöt saavat seuraavan muodon [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 .

Tällä yhtälöjärjestelmällä on vain yksi ratkaisu, joka kasvaa ajan myötä. Tämä on pituussuuntaisten tiheyden vaihteluiden yhtälö:

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

Siitä seuraa erityisesti, että täsmälleen samansuuruiset vaihtelut kuin staattisessa tapauksessa ovat epävakaita. Ja häiriöt kasvavat lineaarisesti tai heikkenevät Hubble-parametrin ja energiatiheyden kehityksestä riippuen.

Jeans-malli kuvaa riittävästi häiriöiden romahtamista ei-relativistisessa väliaineessa, jos niiden koko on paljon pienempi kuin nykyinen tapahtumahorisontti (mukaan lukien pimeä aine säteilyn hallitseman vaiheen aikana). Päinvastaisissa tapauksissa on tarpeen ottaa huomioon tarkat relativistiset yhtälöt. Ihanteellisen nesteen energia-momenttitensori, joka ottaa huomioon pienet tiheyshäiriöt

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

on kovariantti säilynyt, josta seuraa relativistiselle tapaukselle yleistetyt hydrodynaamiset yhtälöt. Yhdessä GR-yhtälöiden kanssa ne edustavat alkuperäistä yhtälöjärjestelmää, joka määrittää kosmologian fluktuaatioiden kehityksen Friedmanin ratkaisun taustalla [35] .

Inflaatioteoria

Toinen yleinen versio on seuraava. Kuten tiedät, kvanttivaihteluita esiintyy jatkuvasti tyhjiössä . Ne tapahtuivat myös aivan maailmankaikkeuden olemassaolon alussa, kun universumin inflaatiolaajenemisprosessi , laajeneminen superluminaalisella nopeudella, oli käynnissä. Tämä tarkoittaa, että kvanttivaihtelut itse myös laajenivat ja koolle ehkä 10 10 12 kertaa suurempia kuin alkuperäinen. Ne, jotka olivat olemassa inflaation päättyessä, pysyivät "paisutettuina" ja osoittautuivat siten ensimmäisiksi gravitoivaksi epähomogeenisuudeksi universumissa. Osoittautuu, että aineella oli noin 400 miljoonaa vuotta aikaa painovoiman supistumiseen näiden epähomogeenisuuksien ympärillä ja kaasumaisten sumujen muodostumiseen . Ja sitten alkoi tähtien syntyprosessi ja sumujen muuttuminen galakseiksi.

Protogalaksi

Protogalaksi ( "primordial galaxy" ; englanniksi protogalaxy, primeval galaxy ): fysikaalisessa kosmologiassa tähtienvälinen kaasupilvi , joka on muuttumisvaiheessa galaksiksi . Uskotaan, että tähtien muodostumisnopeus tämän galaktisen evoluution jakson aikana määrittää tulevan tähtijärjestelmän spiraalisen tai elliptisen muodon (tähtien hitaampi muodostuminen paikallisista tähtienvälisistä kaasupampuista johtaa yleensä spiraaligalaksin syntymiseen). Termiä "protogalaksi" käytetään pääasiassa kuvaamaan maailmankaikkeuden kehityksen alkuvaiheita Big Bang -teorian puitteissa .

Exploring

Webb-teleskooppi pystyy kertomaan, milloin ja missä maailmankaikkeuden reionisaatio alkoi ja mikä sen aiheutti [36] .

Age of Matter

Alkaen 800 miljoonasta vuodesta alkuräjähdyksen jälkeen [22] . Noin 2,7 miljardia vuotta sitten alkuheliumin reionisaatio päättyi [37] . Tähtienvälisen pilven muodostuminen, joka synnytti aurinkokunnan. Maan ja muiden aurinkokuntamme planeettojen muodostuminen, kivien jähmettyminen.

Planeetan muodostuminen

Vielä ei ole selvää, mitä prosesseja tapahtuu planeettojen muodostumisen aikana ja mitkä niistä hallitsevat. Yhteenvetona havainnointitiedoista voimme vain todeta, että [38] :

Ne muodostuvat jo ennen protoplanetaarisen levyn hajoamista .
Kasvulla on merkittävä rooli muodostumisessa .
Raskaiden kemiallisten alkuaineiden rikastaminen tulee planetesimaaleista .

Siten kaikkien planeetan muodostumisreittejä koskevien keskustelujen lähtökohtana on muodostuvan tähden ympärillä oleva kaasu- ja pölylevy (protoplaneetta). On olemassa kahdenlaisia skenaarioita siitä, kuinka planeetat tulivat siitä ulos [39] :

Tällä hetkellä hallitseva on kasvu. Olettaa muodostumia alkuperäisistä planetosimaaleista.
Toinen uskoo, että planeetat muodostuivat alkuperäisistä "möykkyistä", jotka myöhemmin romahtivat.

Planeetan muodostuminen loppuu lopulta, kun ydinreaktiot syttyvät nuoressa tähdessä ja se hajottaa protoplaneetan levyn aurinkotuulen paineen, Poynting-Robertson-ilmiön ja muiden vuoksi [40] .

Kasvuskenaario

Ensinnäkin ensimmäiset planetosimaalit muodostuvat pölystä. On olemassa kaksi hypoteesia siitä, miten tämä tapahtuu:

Väitetään, että ne kasvavat hyvin pienten kappaleiden parittaisen törmäyksen vuoksi.
Toinen on se, että planeetatsimaalit muodostuvat painovoiman romahtamisen aikana protoplanetaarisen kaasu- ja pölylevyn keskiosassa.

Niiden kasvaessa syntyy hallitsevia planetosimaleja, joista tulee myöhemmin protoplaneettoja. Niiden kasvuvauhti on melko monipuolinen. Ne kuitenkin perustuvat Safronovin yhtälöön:

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

missä R on kappaleen koko, a on sen kiertoradan säde, M * on tähden massa, Σ p on planetosimaalisen alueen pintatiheys ja F G on niin kutsuttu fokusointiparametri, joka on avain tässä yhtälössä; se määritetään eri tavalla eri tilanteissa. Sellaiset kappaleet eivät voi kasvaa loputtomiin, mutta täsmälleen siihen hetkeen asti, kun niiden läheisyydessä on pieniä planetosimaalia, rajamassa (ns. eristysmassa) osoittautuu sitten:

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

Tyypillisissä olosuhteissa se vaihtelee välillä 0,01 - 0,1 M ⊕ - tämä on jo protoplaneetta. Protoplaneetan jatkokehitys voi seurata seuraavia skenaarioita, joista yksi johtaa kiinteäpintaisten planeettojen muodostumiseen, toinen kaasujättiläisiin.

Ensimmäisessä tapauksessa kappaleet, joilla on eristetty massa, tavalla tai toisella lisäävät epäkeskisyyttä ja niiden kiertoradat leikkaavat. Pienempien protoplaneettojen absorptiosarjan aikana muodostuu Maan kaltaisia planeettoja.

Jättiplaneetta voi muodostua, jos protoplaneetan ympärille jää paljon kaasua protoplaneetan levystä. Sitten lisääntyminen alkaa toimia johtavana prosessina massan lisäkasvussa. Täydellinen yhtälöjärjestelmä, joka kuvaa tätä prosessia:

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

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

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

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

Kirjoitettujen yhtälöiden merkitys on seuraava (1) — oletetaan protoplaneetan pallosymmetriaa ja homogeenisuutta, (2) oletetaan, että tapahtuu hydrostaattinen tasapaino, (3) kuumeneminen tapahtuu törmäyksessä planetosimalien kanssa ja jäähtymistä tapahtuu vain säteilyn takia. (4) ovat kaasun tilayhtälöt.

Tulevan jättiläisplaneetan ytimen kasvu jatkuu M~10 ⊕ asti . Tässä vaiheessa hydrostaattinen tasapaino rikkoutuu. Siitä hetkestä lähtien kaikki lisääntyvä kaasu muodostaa jättiläisplaneetan ilmakehän.

Kasvuskenaarion vaikeudet

Ensimmäiset vaikeudet syntyvät planetosimaalien muodostumismekanismeissa. Yleinen ongelma molemmille hypoteeseille on "mittarin esteen" ongelma: mikä tahansa kaasumaisessa levyssä oleva kappale vähentää vähitellen kiertoradansa sädettä ja tietyllä etäisyydellä se yksinkertaisesti palaa. Kappaleilla, joiden koko on luokkaa yksi metri, tällaisen ajautumisen nopeus on suurin, ja ominaisaika on paljon pienempi kuin on tarpeen, jotta planetosimaali kasvattaisi merkittävästi kokoaan [39] .

Lisäksi fuusiohypoteesissa metrin pituiset planetosimaalit törmäävät todennäköisemmin useisiin pieniin osiin kuin muodostavat yhden kappaleen.

Hypoteesille planetosimaalisesta muodostumisesta levyn fragmentoitumisen aikana turbulenssi on ollut klassinen ongelma. Sen mahdollinen ratkaisu ja samalla mittarin esteen ongelma saatiin kuitenkin viimeaikaisissa töissä. Jos varhaisissa ratkaisuyrityksissä pääongelma oli turbulenssi, niin uudessa lähestymistavassa tätä ongelmaa ei sellaisenaan ole. Turbulenssi voi ryhmitellä tiheitä kiinteitä hiukkasia, ja yhdessä virtauksen epävakauden kanssa gravitaatiosidonnaisen klusterin muodostuminen on mahdollista, paljon lyhyemmässä ajassa kuin metrin pituisten planetosimalien ajautuminen tähteen.

Toinen ongelma on itse massakasvun mekanismi:

Havaittua kokojakaumaa asteroidivyöhykkeellä ei voida toistaa tässä skenaariossa [39] . Todennäköisesti tiheiden esineiden alkuperäiset mitat ovat 10–100 km. Mutta tämä tarkoittaa, että planetosimalien keskinopeus laskee, mikä tarkoittaa, että ytimien muodostumisnopeus laskee. Ja jättimäisille planeetoille tästä tulee ongelma: ytimellä ei ole aikaa muodostua ennen kuin protoplaneettalevy hajoaa.
Massan kasvuaika on verrattavissa joidenkin dynaamisten vaikutusten mittakaavaan, jotka voivat vaikuttaa kasvunopeuteen. Tällä hetkellä ei kuitenkaan ole mahdollista tehdä luotettavia laskelmia: yhdellä planeetalla, jonka massa on lähellä maata, on oltava vähintään 108 planetosimaalia.

Gravitaation romahdusskenaario

Kuten missä tahansa itsegravitaatiossa, protoplanetaarisessa levyssä voi kehittyä epävakautta. Toomre pohti tätä mahdollisuutta ensimmäisen kerran vuonna 1981. Kävi ilmi, että levy alkaa hajota erillisiksi renkaiksi, jos

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

missä c s on äänen nopeus protoplanetaarisessa levyssä, k on episyklinen taajuus.

Nykyään Q-parametria kutsutaan "Tumre-parametriksi" ja itse skenaariota kutsutaan Tumren epävakaudeksi. Levyn tuhoutumiseen kuluva aika on verrattavissa levyn jäähtymisaikaan ja se lasketaan samalla tavalla kuin tähden Helmholtzin aika.

Vaikeuksia painovoiman romahtamisen skenaariossa

Vaatii supermassiivisen protoplanetaarisen levyn.

Elämän alkuperä

Elämän syntyminen eli abiogeneesi on elottoman luonnon muuttuminen eläväksi prosessiksi .

Sanan suppeassa merkityksessä abiogeneesi ymmärretään orgaanisten yhdisteiden muodostumiseksi, jotka ovat yleisiä villieläimissä kehon ulkopuolella ilman entsyymien osallistumista .

Aurinkokunnan muodostuminen ja kehitys

Nykyaikaisten käsitysten mukaan aurinkokunnan muodostuminen alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten jättimäisen tähtienvälisen molekyylipilven pienen osan painovoiman romahtamisesta . Suurin osa aineesta päätyi romahduksen painovoimakeskukseen, jonka jälkeen syntyi tähti - Aurinko. Aine, joka ei pudonnut keskelle, muodosti sen ympärillä pyörivän protoplanetaarisen kiekon , josta myöhemmin muodostuivat planeetat , niiden satelliitit , asteroidit ja muut aurinkokunnan pienet kappaleet .

Aurinkokunnan muodostuminen

Hypoteesi aurinkokunnan muodostumisesta kaasu- ja pölypilvistä - sumuhypoteesi - ehdottivat alun perin 1700-luvulla Emmanuel Swedenborg , Immanuel Kant ja Pierre-Simon Laplace . Jatkossa sen kehittämiseen osallistuivat monet tieteenalat, mukaan lukien tähtitiede , fysiikka , geologia ja planetologia . Avaruusajan tullessa 1950-luvulla sekä aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen ( eksoplaneettojen ) löytämisen myötä 1990-luvulla tälle mallille on tehty useita testejä ja parannuksia uusien tietojen ja havaintojen selittämiseksi.

Tällä hetkellä hyväksytyn hypoteesin mukaan aurinkokunnan muodostuminen alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten jättimäisen tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven pienen osan painovoiman romahtamisesta . Yleisesti ottaen tätä prosessia voidaan kuvata seuraavasti:

Painovoiman romahtamisen laukaisumekanismi oli kaasu- ja pölypilven aineen pieni (spontaani) tiivistyminen (jonka mahdollisia syitä voivat olla sekä pilven luonnollinen dynamiikka että supernovaräjähdyksen aiheuttaman shokkiaallon kulku pilven aine jne.), josta tuli ympäröivän aineen painovoiman vetopiste - painovoiman romahtamisen keskus. Pilvi sisälsi jo alkuperäisen vedyn ja heliumin lisäksi lukuisia raskaita alkuaineita ( metallisuutta ), jotka jäivät jäljelle aikaisempien sukupolvien tähdistä. Lisäksi romahtavalla pilvellä oli alkuvaiheen kulmamomenttia .
Gravitaatiopuristuksen aikana kaasu- ja pölypilven koko pieneni ja liikemäärän säilymislain vuoksi pilven pyörimisnopeus kasvoi. Pyörimisestä johtuen pilvien puristusnopeudet pyörimisakselin suuntaisesti ja kohtisuorassa poikkesivat toisistaan, mikä johti pilven litistymiseen ja ominaisen kiekon muodostumiseen.
Puristumisen seurauksena ainehiukkasten yhteentörmäysten tiheys ja voimakkuus lisääntyivät, minkä seurauksena aineen lämpötila nousi jatkuvasti puristuessaan. Levyn keskialueet kuumenivat voimakkaimmin.
Saavutettuaan useiden tuhansien kelvinien lämpötilan levyn keskialue alkoi hehkua – muodostui prototähti . Pilviaine putoaa edelleen prototähdelle, mikä nosti painetta ja lämpötilaa keskustassa. Levyn ulkoalueet pysyivät suhteellisen kylminä. Hydrodynaamisen epävakauden vuoksi niihin alkoi kehittyä erilliset tiivisteet, joista tuli paikallisia gravitaatiokeskuksia planeettojen muodostumiselle protoplanetaarisen kiekon aineesta.
Kun lämpötila prototähden keskustassa saavutti miljoonia kelvinejä, keskusalueella alkoi lämpöydinvedyn palamisreaktio. Prototähdestä kehittyi tavallinen pääsarjatähti . Levyn ulkoalueella suuret klusterit muodostivat planeettoja, jotka pyörivät keskitähden ympärillä suunnilleen samassa tasossa ja samassa suunnassa.

Myöhempi kehitys

Ennen uskottiin, että kaikki planeetat muodostuivat suunnilleen niille kiertoradoille, joilla ne ovat nyt, mutta 1900-luvun lopulla ja 2000-luvun alussa tämä näkökulma muuttui radikaalisti. Nykyään uskotaan, että aurinkokunta näytti olemassaolonsa kynnyksellä täysin erilaiselta kuin miltä se näyttää nyt. Nykyaikaisten käsitysten mukaan ulompi aurinkokunta oli kooltaan paljon kompaktimpi kuin nykyään, Kuiperin vyö oli paljon lähempänä Aurinkoa, ja sisäisessä aurinkokunnassa tähän päivään asti säilyneiden taivaankappaleiden lisäksi mm. oli muitakin esineitä, jotka eivät olleet pienempiä kuin Merkurius .

Maan kaltaiset planeetat

Planetaarisen aikakauden lopussa aurinkokunnassa asui 50-100 protoplaneettaa, joiden koko vaihteli Kuusta Marsilaiseen [41] [42] . Taivaankappaleiden koon lisäkasvu johtui näiden protoplaneettojen törmäyksistä ja fuusioista keskenään. Joten esimerkiksi yhden törmäyksen seurauksena Merkurius menetti suurimman osan vaipastaan [43] , kun taas toisen seurauksena syntyi Maan satelliitti Kuu . Tämä törmäysvaihe jatkui noin 100 miljoonaa vuotta, kunnes neljä nyt tunnettua massiivista taivaankappaletta jätettiin kiertoradalle [44] .

Yksi tämän mallin ratkaisemattomista ongelmista on se, että se ei pysty selittämään, kuinka protoplanetaaristen objektien alkukiertoradat, joiden täytyi olla suuri epäkeskisyys törmätäkseen toisiinsa, saattoivat johtaa vakaaseen ja lähellä ympyrän muotoon. jäljellä olevien neljän planeetan kiertoradat [41] . Erään hypoteesin mukaan nämä planeetat syntyivät aikana, jolloin planeettojen välinen avaruus sisälsi vielä huomattavan määrän kaasua ja pölyä, mikä kitkan vuoksi vähensi planeettojen energiaa ja teki niiden kiertoradat tasaisemmiksi [42] . Tämän saman kaasun olisi kuitenkin pitänyt estää protoplaneettojen alkuperäisen kiertoradan suuri venymä [44] . Toinen hypoteesi viittaa siihen, että sisäplaneettojen kiertoradan korjaus ei johtunut vuorovaikutuksesta kaasun kanssa, vaan vuorovaikutuksesta järjestelmän jäljellä olevien pienempien kappaleiden kanssa. Kun suuret kappaleet kulkivat pienten esineiden pilven läpi, jälkimmäiset vedettiin gravitaatiovaikutuksen vuoksi alueille, joilla oli suurempi tiheys, ja näin muodostui "painovoimaharjanteita" suurten planeettojen tielle. Näiden "harjanteiden" lisääntyvä gravitaatiovaikutus tämän hypoteesin mukaan sai planeetat hidastumaan ja siirtymään pyöristetymmälle kiertoradalle [45] .

Asteroidivyö

Sisäisen aurinkokunnan ulkoraja sijaitsee 2–4 AU:n välillä. e. Auringosta ja edustaa asteroidivyöhykettä . Aluksi asteroidivyöhykkeellä oli tarpeeksi ainetta 2-3 Maan kokoisen planeetan muodostamiseen. Tämä alue sisälsi suuren määrän planetosimaleja , jotka tarttuivat yhteen muodostaen yhä suurempia esineitä. Näiden fuusioiden seurauksena asteroidivyöhykkeelle muodostui noin 20-30 protoplaneettaa, joiden koko oli Kuusta Marsilaiseen [46] . Kuitenkin siitä hetkestä lähtien, kun Jupiter -planeetta muodostui suhteellisen lähelle vyötä , tämän alueen kehitys eteni eri polulla [41] . Voimakkaat kiertoradan resonanssit Jupiterin ja Saturnuksen kanssa sekä gravitaatiovuorovaikutukset tämän alueen massiivisempien protoplaneettojen kanssa tuhosivat jo muodostuneet planetosimaaalit. Päästyessään resonanssialueelle jättiläisplaneetan ohittaessa planeetosimaalit saivat lisäkiihtyvyyttä, törmäsivät viereisiin taivaankappaleisiin ja murskautuivat sulamisen sijaan [47] .

Jupiterin siirtyessä järjestelmän keskustaan seuranneet häiriöt tulivat yhä selvemmiksi [48] . Näiden resonanssien seurauksena planetosimaalit muuttivat kiertoratojensa epäkeskisyyttä ja kaltevuutta ja jopa sinkoutuivat ulos asteroidivyöhykkeeltä [46] [49] . Jupiter heitti myös osan massiivisista protoplaneetoista ulos asteroidivyöhykkeeltä, kun taas toiset protoplaneetat todennäköisesti vaelsivat aurinkokuntaan, missä niillä oli viimeinen rooli muutamien jäljellä olevien maanpäällisten planeettojen massan kasvattamisessa [46] [50] [ 51] . Tänä ehtymisen aikana jättiläisplaneettojen ja massiivisten protoplaneettojen vaikutus sai asteroidivyöhykkeen "ohentumaan" vain 1 prosenttiin Maan massasta, joka oli pääasiassa pieniä planetosimaalia [49] . Tämä arvo on kuitenkin 10-20 kertaa suurempi kuin nykyinen asteroidivyöhykkeen massan arvo, joka on nyt 1/2000 Maan massasta [52] . Uskotaan, että toinen ehtymisjakso, joka toi asteroidivyön massan nykyarvoonsa, alkoi Jupiterin ja Saturnuksen saapuessa kiertoradan 2:1 resonanssiin.

Todennäköisesti jättimäisten törmäysten ajanjaksolla sisäisen aurinkokunnan historiassa oli tärkeä rooli maapallon vesihuollon saamisessa (~6⋅10 21 kg). Tosiasia on, että vesi on liian haihtuva aine esiintyäkseen luonnollisesti Maan muodostumisen aikana. Todennäköisimmin se tuotiin Maahan aurinkokunnan kylmemmiltä alueilta [53] . Ehkäpä Jupiterin asteroidivyöhykkeen ulkopuolelle heittämät protoplaneetat ja planetosimaalit toivat vettä Maahan [50] . Muita ehdokkaita veden päätoimittajiksi ovat myös pääasteroidivyön komeetat , jotka löydettiin vuonna 2006 [53] [54] , kun taas Kuiperin vyöhykkeeltä ja muilta syrjäisiltä alueilta peräisin olevat komeetat toivat oletettavasti enintään 6 % vedestä. Maahan [55] [56] .

Planeettojen muutto

Nebulaarisen hypoteesin mukaan aurinkokunnan kaksi ulompaa planeettaa ovat "väärässä" paikassa. Uranus ja Neptunus , aurinkokunnan "jääjättiläiset", sijaitsevat alueella, jossa sumun materiaalin vähentynyt tiheys ja pitkät kiertoratajaksot tekivät tällaisten planeettojen muodostumisesta erittäin epätodennäköisen tapahtuman. Uskotaan, että nämä kaksi planeettaa muodostuivat alun perin kiertoradoilla lähellä Jupiteria ja Saturnusta, missä oli paljon enemmän rakennusmateriaalia, ja vasta satojen miljoonien vuosien jälkeen ne muuttivat nykyaikaisiin paikkoihinsa [57] .

Planeettojen vaeltaminen pystyy selittämään aurinkokunnan ulkoalueiden olemassaolon ja ominaisuudet [58] . Neptunuksen ulkopuolella aurinkokunta sisältää Kuiperin vyöhykkeen , sironneen levyn ja Oort-pilven , jotka ovat avoimia pienten jäisten kappaleiden ryhmiä, joista syntyy suurin osa aurinkokunnassa havaituista komeetoista [59] . Nyt Kuiperin vyö sijaitsee 30-55 AU:n etäisyydellä. eli Auringosta hajallaan oleva kiekko alkaa 100 AU:sta. e. Auringosta, ja Oort-pilvi on 50 000 a.u. esim. keskivalaisimista. Aiemmin Kuiperin vyö oli kuitenkin paljon tiheämpi ja lähempänä aurinkoa. Sen ulkoreuna oli noin 30 AU. esim. Auringosta, kun taas sen sisäreuna sijaitsi suoraan Uranuksen ja Neptunuksen kiertoradan takana, jotka puolestaan olivat myös lähempänä Aurinkoa (noin 15-20 AU) ja lisäksi päinvastaisessa järjestyksessä: Uranus oli kauempana Auringosta kuin Neptunus [58] .

Aurinkokunnan muodostumisen jälkeen kaikkien jättiläisplaneettojen kiertoradat jatkoivat hitaasti muuttumista vuorovaikutusten vaikutuksesta suuren määrän jäljellä olevien planetosimalien kanssa. 500-600 miljoonan vuoden jälkeen (4 miljardia vuotta sitten) Jupiter ja Saturnus astuivat kiertoradalle 2:1; Saturnus teki yhden kierroksen Auringon ympäri täsmälleen samassa ajassa kuin Jupiter teki 2 kierrosta [58] . Tämä resonanssi aiheutti gravitaatiopainetta ulkoplaneetoille, jolloin Neptunus pakeni Uranuksen kiertoradalta ja törmäsi muinaiseen Kuiperin vyöhykkeeseen. Samasta syystä planeetat alkoivat heittää niitä ympäröiviä jäisiä planetosimaaaleja aurinkokunnan sisäosaan, kun taas ne itse alkoivat siirtyä poispäin. Tämä prosessi jatkui samalla tavalla: resonanssin vaikutuksesta jokainen seuraava matkallaan tapaama planeetta heitti planetosimaalia järjestelmän sisäpuolelle, ja planeettojen kiertoradat siirtyivät yhä kauemmaksi [58] . Tämä prosessi jatkui, kunnes planetosimaalit tulivat Jupiterin suoran vaikutuksen vyöhykkeelle, minkä jälkeen tämän planeetan valtava painovoima lähetti ne erittäin elliptisille kiertoradalle tai jopa heitti ne pois aurinkokunnasta. Tämä työ vuorostaan siirsi hieman Jupiterin kiertorataa sisäänpäin [~ 1] . Jupiterin erittäin elliptisille kiertoradalle sinkoamat esineet muodostivat Oort-pilven, ja vaeltavan Neptunuksen sinkoamat kappaleet muodostivat modernin Kuiper-vyön ja hajallaan olevan kiekon [58] . Tämä skenaario selittää, miksi hajallaan olevan kiekon ja Kuiperin vyön massa on pieni. Jotkut sinkoutuneista esineistä, mukaan lukien Pluto, joutuivat lopulta gravitaatioresonanssiin Neptunuksen kiertoradan kanssa [60] . Vähitellen kitka hajallaan olevan kiekon kanssa teki Neptunuksen ja Uranuksen kiertoradat jälleen tasaiseksi [58] [61] .

Uskotaan, että toisin kuin ulkoplaneetoilla, järjestelmän sisäkappaleissa ei tapahtunut merkittäviä siirtymiä, koska jättimäisten törmäysten jakson jälkeen niiden kiertoradat pysyivät vakaina [44] .

Myöhäinen raskas pommitus

Muinaisen asteroidivyön painovoiman hajoaminen luultavasti aloitti raskaan pommituksen noin 4 miljardia vuotta sitten, 500-600 miljoonaa vuotta aurinkokunnan muodostumisen jälkeen. Tämä ajanjakso kesti useita satoja miljoonia vuosia, ja sen seuraukset näkyvät edelleen aurinkokunnan geologisesti inaktiivisten kappaleiden, kuten Kuun tai Merkuriuksen, pinnalla lukuisten törmäyskraatterien muodossa. Ja vanhimmat todisteet elämästä maapallolla ovat peräisin 3,8 miljardin vuoden takaa, melkein heti myöhäisen raskaan pommituksen päättymisen jälkeen.

Jättimäiset törmäykset ovat normaali (tosin harvinainen viime aikoina) osa aurinkokunnan kehitystä. Todisteita tästä ovat Shoemaker-Levyn komeetan törmäys Jupiteriin vuonna 1994, taivaankappaleen putoaminen Jupiteriin vuonna 2009 ja meteoriittikraatteri Arizonassa. Tämä viittaa siihen, että kertymisprosessi aurinkokunnassa ei ole vielä valmis, ja siksi se aiheuttaa vaaran elämälle maapallolla.

Satelliittien muodostuminen

Luonnolliset satelliitit muodostuivat useimpien aurinkokunnan planeettojen sekä monien muiden kappaleiden ympärille. Niiden muodostumiseen on kolme päämekanismia:

muodostuminen ympyräplaneetan levystä (kaasujättiläisten tapauksessa)
muodostuminen törmäyksen palasista (jos kyseessä on riittävän suuri törmäys pienessä kulmassa)
lentävän esineen vangitseminen

Jupiterilla ja Saturnuksella on monia satelliitteja, kuten Io , Europa , Ganymede ja Titan , jotka luultavasti muodostuivat näiden jättiläisplaneettojen ympärillä olevista kiekoista samalla tavalla kuin nämä planeetat itse muodostuivat nuoren auringon ympärillä olevasta kiekosta. Tämän osoittaa niiden suuri koko ja läheisyys planeetalle. Nämä ominaisuudet ovat mahdottomia vangitsemalla hankituille satelliiteille, ja planeettojen kaasumainen rakenne tekee mahdottomaksi hypoteesin kuuiden muodostumisesta planeetan törmäyksessä toiseen kappaleeseen.

Maan historia

Maan historia kuvaa maapallon tärkeimmät tapahtumat ja kehityksen päävaiheet sen muodostumishetkestä nykypäivään. [62] [63] Melkein jokainen luonnontieteen ala on myötävaikuttanut Maan menneisyyden suurten tapahtumien ymmärtämiseen. Maan ikä on noin kolmannes maailmankaikkeuden iästä . Tänä aikana tapahtui valtava määrä biologisia ja geologisia muutoksia.

Maa syntyi noin 4,54 miljardia vuotta sitten aurinkosumusta kertymällä . Tulivuoren kaasunpoisto loi alkuperäisen ilmakehän, mutta siinä ei ollut juuri lainkaan happea ja se olisi ollut myrkyllistä ihmisille ja nykyelämälle yleensä. Suurin osa maapallosta oli sulanut aktiivisen vulkanismin ja toistuvien törmäysten vuoksi muiden avaruusobjektien kanssa. Yhden näistä suurista iskuista uskotaan kallistaneen Maan akselia ja muodostaneen Kuun . Ajan myötä tällaiset kosmiset pommitukset loppuivat, mikä antoi planeetan jäähtyä ja muodostaa kiinteän kuoren . Komeettojen ja asteroidien planeetalle toimittama vesi tiivistyi pilviin ja valtameriin. Maasta tuli lopulta vieraanvarainen elämälle, ja sen varhaisimmat muodot rikasttivat ilmakehää hapella . Ainakin ensimmäisen miljardin vuoden ajan elämä maapallolla oli pientä ja mikroskooppista. Noin 580 miljoonaa vuotta sitten syntyi monimutkainen monisoluinen elämä, ja kambrikaudella se koki nopean monipuolistumisen useimpiin tärkeimpiin fylaihin. Noin kuusi miljoonaa vuotta sitten hominiinien joukkoon syntyi joukko hominiineja , joista syntyivät simpanssit ( lähimmät nykyaikaiset sukulaisemme nykyihmiset

Sen muodostumisesta lähtien planeetallamme on jatkuvasti tapahtunut biologisia ja geologisia muutoksia. Organismit kehittyvät jatkuvasti , ottavat uusia muotoja tai kuolevat jatkuvasti muuttuvan planeetan seurauksena. Levytektoniikan prosessilla on tärkeä rooli Maan valtamerten ja maanosien sekä niissä elävän elämän muovaamisessa. Biosfäärillä puolestaan on ollut merkittävä vaikutus ilmakehään ja muihin planeetan abioottisiin olosuhteisiin, kuten otsonikerroksen muodostumiseen , hapen leviämiseen ja maaperän muodostumiseen. Vaikka ihmiset eivät pysty havaitsemaan tätä suhteellisen lyhyen elinikänsä vuoksi, nämä muutokset jatkuvat ja jatkuvat seuraavien useiden miljardien vuosien ajan.

Archaea

Arkean eon , arkealainen ( muinaiseksi kreikaksi ἀρχαῖος - "muinainen") - yksi maapallon historian neljästä eonista, joka kattaa ajan 4,0 - 2,5 miljardia vuotta sitten [ 64] .

Termiä "arkealainen" ehdotti vuonna 1872 amerikkalainen geologi James Dana [65] .

Arkean aikakausi on jaettu neljään aikakauteen (viimeisestä vanhimpaan):

Tällä hetkellä maapallolla ei vielä ollut happiilmakehää, mutta ensimmäiset anaerobiset organismit ilmestyivät , jotka muodostivat monia nykyisiä mineraaliesiintymiä: rikkiä, grafiittia , rautaa ja nikkeliä.

Varhaisessa Arkeanissa ilmakehä ja hydrosfääri ilmeisesti edustivat sekoitettua höyry-kaasumassaa, joka peitti koko planeetan paksulla ja paksulla kerroksella. Sen läpäisevyys auringonvalolle oli hyvin heikko, joten pimeys hallitsi maan pintaa. Kaasu-höyrykuori koostui vesihöyrystä ja tietystä määrästä hapanta savua. Sille oli ominaista korkea kemiallinen aktiivisuus, minkä seurauksena se vaikutti aktiivisesti Maan basalttipintaan . Vuoristomaisema, samoin kuin syvät painaumat maan päällä, puuttuivat. Arkeassa höyry-kaasuvaippa erottui ilmakehään ja hydrosfääriin. Arkean valtameri oli matala, ja sen vedet olivat vahvaa ja erittäin hapanta suolaliuosta [66] .

Proterotsoic

Proterotsoinen eon, Proterotsoic ( kreikaksi πρότερος - "ensimmäinen", "vanhempi", kreikka ζωή - "elämä") on geologinen eoni , joka kattaa ajan 2500 - 541,0 ± 1,0 miljoonaa vuotta sitten [64] . Korvattu arkea .

Proterotsoinen eoni on maapallon historian pisin.

Paleozoic

Paleotsoinen aikakausi ("muinaisen elämän aikakausi") oli fanerotsooin ensimmäinen ja pisin aikakausi, joka kesti 541–252 miljoonaa vuotta sitten [64] . Paleotsoisella aikakaudella ilmestyi monia nykyaikaisia elävien olentojen ryhmiä. Elämä asutti maan, ensin kasvit , sitten eläimet . Elämä kehittyi yleensä hitaasti. Toisinaan on kuitenkin äkillisesti ilmaantunut uusia lajeja tai massasukupuuttoja. Nämä evoluution purkaukset laukaisevat usein odottamattomat muutokset ympäristössä luonnonkatastrofien, kuten tulivuoren toiminnan, meteoriittien vaikutuksen tai ilmastonmuutoksen seurauksena.

Mantereet, jotka muodostuivat mantereiden Pannotia ja Rodinia hajoamisen jälkeen proteerotsoiikan lopussa, kohtaavat hitaasti uudelleen paleotsoiikan aikana. Tämä johtaisi lopulta vuoristorakentamisen vaiheisiin ja loisi supermantereen Pangea paleotsoic-ajan loppuun.

Mesozoic

Mesozoic ("keskielämä") kesti 252 miljoonasta 66,0 miljoonaan vuoteen [64] . Se on jaettu triasiseen , jurakauteen ja liitukauteen . Aikakausi alkoi permi-triaskauden sukupuuttoon , joka on fossiilihistorian suurin massasukupuuttotapahtuma, jossa 95 % maapallon lajeista kuoli sukupuuttoon, [67] ja päättyi liitukauden ja paleogeenin sukupuuttotapahtumaan , joka pyyhkäisi dinosaurukset pois . Permi-triaskauden sukupuutto on saattanut johtua yhdistelmästä Siperian ansojen purkauksesta , asteroidin törmäyksestä, metaanihydraatin kaasutuksesta , merenpinnan vaihteluista ja valtamerten hapen dramaattisesta vähenemisestä. Elämä säilyi, ja noin 230 miljoonaa vuotta sitten dinosaurukset erosivat esi-isistään. [68] Trias-jura-aikaisen sukupuuttoon liittyvä tapahtuma 200 Ma ohitti dinosaurukset, [69] [64] ja niistä tuli pian hallitseva ryhmä selkärankaisten joukossa. Ja vaikka ensimmäiset nisäkkäät ilmestyivät tänä aikana, ne olivat luultavasti pieniä ja alkeellisia eläimiä, jotka muistuttivat särmiä [70] :169 .

Noin 180 vuotta Pangea hajosi Laurasiaksi ja Gondwanaksi . Archeopteryx , yksi ensimmäisistä tunnetuista linnuista , eli noin 150 miljoonaa vuotta sitten (vaikka lintujen ja muiden kuin lintudinosauruksien välinen raja on hämärtynyt) [71] . Varhaisimmat todisteet kukkivien (angiosiemenisten) kasvien ilmestymisestä ovat peräisin liitukaudelta, noin 20 miljoonaa vuotta myöhemmin (132 miljoonaa vuotta sitten) [72] . Kilpailu lintujen kanssa on ajanut monet pterosaurukset sukupuuttoon; Dinosaurukset olivat luultavasti jo laskussa, kun 10 km:n asteroidi törmäsi Maahan lähellä Yucatánin niemimaa 66 miljoonaa vuotta sitten luoden Chicxulub -kraatterin . Tämä törmäys päästi ilmakehään valtavia määriä hiukkasia ja kaasuja , mikä esti auringonvalon pääsyn ja esti fotosynteesin . Suurin osa suurista eläimistä, mukaan lukien dinosaurukset, sekä meren ammoniitit ja belemniitit , kuoli sukupuuttoon [73] , mikä merkitsi liitukauden ja mesotsoisen aikakauden loppua.

Cenozoic

Cenozoic aikakausi alkoi 66,0 miljoonaa vuotta sitten ja jakautuu paleogeeniseen, uusgeeniseen ja kvaternaarikauteen [64] . Nisäkkäät ja linnut, jotka selvisivät liitukauden ja paleogeenin sukupuuttotapahtumasta, joka tuhosi dinosaurukset ja monet muut elämänmuodot, kehittyivät nykyaikaisiksi lajeiksi.

Nisäkkäiden kehitys

Nisäkkäät olivat olemassa myöhäistriaskaudesta lähtien, mutta liitukauden ja paleogeenin sukupuuttoon asti ne pysyivät pieninä ja primitiivisinä. Cenozoic-kaudella nisäkkäät lisäsivät nopeasti monimuotoisuutta ja täyttivät dinosaurusten ja muiden sukupuuttoon kuolleiden eläinten jättämät markkinarakot . Heistä tuli hallitsevia selkärankaisia, ja monia moderneja lajeja ilmestyi. Monien merimatelijoiden sukupuuttoon johtuen jotkut nisäkkäät, kuten valaat ja hylje -eläin, alkoivat elää valtamerissä . Toisista tuli kissaeläimiä ja koiraita , nopeita ja ketteriä petoeläimiä. Kuiva maailmanlaajuinen ilmasto aikakaudella johti niittyjen laajentumiseen ja sorkka- ja kavioeläinten, kuten hevosten ja nautaeläinten, tuloon . Muut nisäkkäät sopeutuivat elämään puissa ja niistä tuli kädellisiä , joista yksi linja johtaisi nykyihmiseen.

Ihmisen evoluutio

Pieni afrikkalainen apina, joka eli noin 6 miljoonaa vuotta sitten, oli viimeinen eläin, jonka jälkeläisiin kuului sekä nykyihminen että heidän lähin sukulaisensa simpanssi . [70] :100–101 Hänen sukupuustaan vain kahdella oksalla on elossa olevia jälkeläisiä. Pian halkeamisen jälkeen, syistä, jotka ovat edelleen epäselviä, yhdestä haarasta peräisin olevat apinat kehittivät kyvyn kävellä takaraajoillaan. [70] :95–99 Aivojen koko kasvoi nopeasti, ja ensimmäiset homoiksi luokitellut eläimet ilmestyivät noin 2 miljoonaa vuotta sitten . [74] :300 Tietenkin eri lajien ja jopa sukujen välinen raja on jossain määrin mielivaltainen, koska organismit vaihtuvat jatkuvasti sukupolvien aikana. Samoihin aikoihin toinen haara jakautui simpansseiksi ja esi- isiisi bonoboksi , mikä osoittaa, että evoluutio jatkuu samanaikaisesti kaikissa elämänmuodoissa. [70] :100–101

Kyky hallita tulta ilmeni luultavasti Homo erectuksessa (tai Homo erectuksessa ) ainakin 790 tuhatta vuotta sitten, [75] mutta mahdollisesti 1,5 miljoonaa vuotta sitten. [70] :67 Hallitun tulen löytäminen ja käyttö saattoi tapahtua jo ennen Homo erectusta. On mahdollista, että ylemmällä paleoliittilla ( vanha kulttuuri ) alkoivat käyttää tulta hominidit Homo habilis tai jopa Australopithecus , kuten Paranthropus . [76]

Kielen alkuperän selvittäminen on vaikeampaa . Ei ole selvää, pystyikö Homo erectus puhumaan, vai eikö tällainen mahdollisuus ollut olemassa ennen Homo sapiensin tuloa . [70] :67 Kun aivojen koko kasvoi, vauvat syntyivät aikaisemmin – vaikka heidän päänsä olivat vielä tarpeeksi pieniä mahtuakseen lantion läpi . Tämän seurauksena he osoittavat suurempaa plastisuutta, ja siksi heillä on lisääntynyt kyky oppia ja he vaativat pidemmän riippuvuuden vanhemmistaan. Sosiaaliset taidot ovat monimutkaistuneet, kieli on jalostunut ja työkalut ovat kehittyneet. Tämä johti yhteistyön ja henkisen kehityksen lisäämiseen. [77] :7 Nykyihmisten ( Homo sapiens ) uskotaan ilmestyneen noin 200 000 vuotta sitten tai aikaisemmin Afrikassa; vanhimmat fossiilit ovat noin 160 tuhatta vuotta vanhoja. [78]

Ensimmäiset ihmiset, jotka osoittivat hengellisyyden merkkejä, olivat neandertalilaiset (joka on yleensä luokiteltu erilliseksi lajiksi, jolla ei ole elossa olevia jälkeläisiä). He hautasivat kuolleensa, usein ilman todisteita ruuasta tai työkaluista. [79] :17 Todisteita monimutkaisemmista uskomuksista, kuten varhaisista Cro-Magnonin luolamaalauksista (mahdollisesti maagisia tai uskonnollisia) [79] :17–19 , ei kuitenkaan esiinny ennen 32. vuosituhatta eKr. e. [80] Cro -Magnonit jättivät myös kivihahmoja, kuten Willendorfin Venuksen , jotka myös todennäköisesti edustavat uskonnollisia uskomuksia. [79] :17–19 11 000 vuotta sitten Homo sapiens saavutti Etelä-Amerikan eteläkärjen, viimeisen asumattoman maanosan (lukuun ottamatta Etelämannerta, jota ei löydetty vuoteen 1820 asti). [81] Työkalujen ja viestinnän käyttö paranee jatkuvasti, ja ihmissuhteet ovat monimutkaistuneet.

Historian opiskelu

Glasman tila on käytännössä saatu (glasman elinikä on muutama yokto sekuntia [ 82] ), sen uskotaan edeltävän maailmankaikkeuden evoluutiossa kvarkkigluoniplasmaa , joka oli olemassa ensimmäisissä miljoonasosissa. toinen heti alkuräjähdyksen jälkeen [83] . Kvarkkigluoniplasman tutkimus voi auttaa universumin historian tutkimisessa [84] .

Webb-teleskoopin ensisijaiset tavoitteet: havaita alkuräjähdyksen jälkeen muodostuneiden ensimmäisten tähtien ja galaksien valo, tutkia galaksien , tähtien , planeettajärjestelmien muodostumista ja kehitystä sekä elämän syntyä . Hän pystyy myös kertomaan, milloin ja missä maailmankaikkeuden reionisaatio alkoi ja mikä sen aiheutti [36] .

Universumin varhaisen historian tutkiminen on kahden halkaisijaltaan suuren teleskoopin tehtävä, jotka sijoitetaan Atacaman autiomaahan Chileen [ 85] .

Vuonna 2019 ilmoitettiin Kibble-Zhurek-mekanismin vahvistamisesta kvanttitietokoneella , mekanismi selittää joitain kysymyksiä universumin syntymisestä ja epähomogeenisuuksien esiintymisestä siinä [86] .

Maailmankaikkeutta koskevien ideoiden kehityksen historia

Varhaisista ajoista lähtien ihminen ajatteli ympäröivän maailman rakennetta kokonaisuutena. Ja jokaisessa kulttuurissa se ymmärrettiin ja esitettiin eri tavalla. Joten Babylonissa elämä maapallolla liittyi läheisesti tähtien liikkeeseen, ja Kiinassa harmonian ideat siirrettiin koko universumiin.

Näiden ideoiden kehitys eri puolilla maailmaa eteni eri tavalla. Mutta jos vanhassa maailmassa kertynyt tieto ja ideat eivät kokonaisuudessaan kadonneet minnekään, vain siirtyivät sivilisaatiosta toiseen, niin samaa ei voida sanoa uudesta maailmasta . Syynä tähän on eurooppalaisten kolonisaatio Amerikkaan , mikä tuhosi monia muinaisten kulttuurien monumentteja .

Keskiajalla ajatus maailmasta yhtenä kokonaisuutena ei kokenut merkittäviä muutoksia . Ja siihen on kaksi syytä. Ensimmäinen on ortodoksisten teologien voimakas paine , joka on ominaista sekä katoliselle Euroopalle että islamilaiselle maailmalle. Toinen on menneisyyden perintö, jolloin ajatuksia maailmasta rakennettiin tietyistä filosofisista käsitteistä. Oli välttämätöntä ymmärtää, että tähtitiede on osa fysiikkaa.

Ensimmäisen merkittävän sysäyksen kohti nykyaikaisia ajatuksia maailmankaikkeudesta teki Kopernikus . Toiseksi suurin panos tuli Kepleriltä ja Newtonilta . Mutta todella vallankumoukselliset muutokset universumin käsityksessämme tapahtuvat vasta 1900-luvulla . Jo alussa jotkut tutkijat uskoivat, että Linnunrata oli koko maailmankaikkeus.

Katso myös

Kommentit

↑ Syy siihen, miksi Saturnus, Uranus ja Neptunus liikkuivat ulospäin, kun Jupiter siirtyi sisäänpäin, johtuu siitä, että Jupiter on tarpeeksi massiivinen heittämään planeetosimaalit pois aurinkokunnasta, kun taas nämä kolme planeettaa eivät ole. Heittääkseen planeetan ulos järjestelmästä Jupiter siirtää osan kiertoradan energiastaan siihen ja lähestyy siten aurinkoa. Kun Saturnus, Uranus ja Neptunus heittävät planetosimaleja ulospäin, nämä esineet siirtyvät erittäin elliptisille, mutta silti suljetuille kiertoradoille ja voivat siten palata häiritseville planeetoille ja korvata kadonneen energiansa. Jos nämä planeetat heittävät planeetatsimaalit järjestelmään, tämä lisää niiden energiaa ja saa ne siirtymään pois auringosta. Ja mikä vielä tärkeämpää, näiden planeettojen sisäänpäin heittämällä esineellä on suurempi mahdollisuus joutua Jupiterin vangiksi ja sitten sinkoutua ulos järjestelmästä, mikä korjaa pysyvästi ulompien planeettojen saaman ylimääräisen energian, kun tämä esine "syrjäytettiin".

Muistiinpanot

↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Universumi menneisyydessä. // Johdatus varhaisen universumin teoriaan: Kuuman alkuräjähdyksen teoria. - Moskova: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Kosmologia . Haettu 24. joulukuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 24. joulukuuta 2018. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 I.Ya. Arefieva. Holografinen kuvaus raskaiden ionien törmäysten aikana muodostuneesta kvarkkigluoniplasmasta // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 2014. - S. 572 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. elokuuta 2013. (Venäjän kieli)
↑ Edward W. Kolb; Michael S. Turner Varhainen universumi . - Basic Books , 1994. - S. 447. - ISBN 978-0-201-62674-2 .
↑ Jarosik, N., et.al. (WMAP-yhteistyö). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) -havainnot: Sky Maps, Systemaattiset virheet ja perustulokset (PDF). nasa.gov. Haettu 4. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2012. (määrätön) (NASA:n WMAP-asiakirjoista , arkistoitu 30. marraskuuta 2010. sivulta)
↑ Planck-yhteistyö. Planck 2013 tulokset. XVI. Kosmologiset parametrit . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Ikä 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Wollack, Edward J. Cosmology: The Study of the Universe . Universumi 101: Alkuräjähdysteoria . NASA (10. joulukuuta 2010). Haettu 27. huhtikuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2012. (määrätön)
↑ Ei välttämättä homogeeninen ja isotrooppinen , kuten Friedmanin ratkaisussa .
↑ Hawking SW, Singulariteettien esiintyminen kosmologiassa, III. Kausaalisuus ja singulariteetti, Proc. Roy. soc. London, A300, 187-201 (1967).
↑ 1 2 Grib A. A., Mamaev S. G., Mostepanenko V. M. Luku 10. VAKUUKKVANTTIVAIKUTUKSET KOSMOLOGISET MALLIEN EVOLUUTIOON // Tyhjiökvanttivaikutukset vahvoissa kentissä. - 2. — M .: Energoatomizdat, 1988. — 288 s. — ISBN 5283039552 .
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Johdatus ydin- ja hiukkasfysiikkaan. - Moskova: URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 s. - 1700 kappaletta. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Moderni kosmologia suositussa esityksessä. - Moskova: URSS, 2002. - S. 144. - 240 s. - 2500 kappaletta. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Nadprzewodnictwo Arkistoitu 3. syyskuuta 2014.
↑ Alussa . archive.ncsa.uiuc.edu . Haettu 29. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 31. toukokuuta 2009. (määrätön)
↑ Hooman Davoudiasl, David E. Morrissey, Kris Sigurdson ja Sean Tulin. Baryonisen näkyvän aineen ja antibaryonisen pimeän aineen yhtenäinen alkuperä // Phys . Rev. Lett. . - 2010. - Vol. 105 . — P. 211304 .
↑ David Voss. X- tekijä // Fysiikka . - 2010. Arkistoitu 4. tammikuuta 2011.
↑ Large Hadron Collider Uutiset: Uusi ATLAS Higgs Boson Data: Intrigue Remains . old.elementy.ru _ Haettu: 29. joulukuuta 2017. (määrätön)
↑ Plasmameressä Aleksei Levin "Popular Mechanics" nro 5, 2010
↑ 1 2 Tähdet ovat nuorempia: "Reionisaatio" on uudempaa kuin ennustettiin . phys.org . Käyttöpäivä: 29. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2015. (määrätön)
↑ S. B. Popov. Päivän ANC Tähtitieteellinen tiede Päivän kuva . Galaxy hämärävyöhykkeellä . Astronet (22. lokakuuta 2010). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 29. marraskuuta 2013. (määrätön)
↑ 1 2 3 N.T. Ashimbaeva. Kaukaisin kvasaari on löydetty . Astronet (5. heinäkuuta 2011). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 5. maaliskuuta 2012. (määrätön)
↑ Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Skalaarihäiriöt: tulokset yksikomponenttiselle materiaalille. // Johdatus varhaisen maailmankaikkeuden teoriaan: Kosmologiset häiriöt. inflaatioteoria. - Moskova: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 N.T. Ashimbaeva. Kaikkein kaukaisin, halutuin . Astronet (7. toukokuuta 2009). Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 14. maaliskuuta 2012. (määrätön)
↑ Sergei Popov, Maksim Borisov. Kuinka universumi laajeni vuonna 2010 . Galaksit: aktiivisia ja ei niin aktiivisia . Elementy.ru , "Trinity option" (18. tammikuuta 2011). Käyttöpäivä: 3. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2014. (määrätön)
↑ Ellis, Richard etsii ensimmäistä valoa varhaisessa universumissa . Haettu 21. tammikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 12. joulukuuta 2001. (määrätön)
↑ Tumma massatyyppi ja yksityiskohtainen ionisaatiotasapaino . Käyttöpäivä: 1. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 1. helmikuuta 2014. (määrätön)
↑ Tähtitieteilijät ovat löytäneet kaukaisimmat ja vanhimmat galaksit . Kalvo (11. heinäkuuta 2007). Käyttöpäivä: 4. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2012. (määrätön)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaksit ja galaksijoukot // Yleinen astrofysiikka . - Fryazino: Century 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Yleinen astrofysiikka s. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovich. Tähdet / Kuinka tähdet syntyvät (pääsemätön linkki) . Astronetti . Haettu 18. heinäkuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 17. joulukuuta 2011. (määrätön)
↑ Tähtien muodostuminen Arkistoitu 25. marraskuuta 2010. , Astronet
↑ Jälkimmäinen tapahtuu Linnunradalla, joka on spiraaligalaksi .
↑ Gibson CH, Schild RE Protogalaksiklusterien kehitys nykyiseen muotoonsa: teoria ja havainto . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Farkkujen epävakaus Newtonin painovoimateoriassa // Johdatus varhaisen maailmankaikkeuden teoriaan: Kosmologiset häiriöt. inflaatioteoria. - Moskova: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 Webb Science: The End of the Dark Ages: Ensimmäinen valo ja uudelleenionisaatio . NASA . Haettu 18. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 21. maaliskuuta 2013. (määrätön)
↑ Tähtitieteilijät havaitsivat maailmankaikkeuden lämpenemisen toisen aikakauden . Kalvo . Käyttöpäivä: 4. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2014. (määrätön)
↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Jättiläiset planeetat . - 10. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 28. kesäkuuta 2018.
↑ 1 2 3 Mordasini, Christoph; Klahr, Hubert; Alibert, Yann; Benz, Willy; Dittkrist, Kai-Martin. Planeettojen muodostumisen teoria // arXiv:1012.5281 [astro-ph]. - 2010 - 23. joulukuuta. Arkistoitu alkuperäisestä 21. marraskuuta 2017.
↑ Dutkevitch, Diane Pölyn evoluutio nuorten tähtien ympärillä olevien ympyrätähtien levyjen maaplaneetan alueella . Ph. D. thesis, University of Massachusetts Amherst (1995). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. marraskuuta 2007. (määrätön) ( Astrophysics Data System -merkintä arkistoitu 3. marraskuuta 2013 Wayback Machinessa )
↑ 1 2 3 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (englanniksi) // Icarus : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 153 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2007.
↑ 1 2 Junko Kominami, Shigeru Ida. Vuorovesivuorovaikutuksen vaikutus kaasulevyn kanssa maanpäällisten planeettojen muodostumiseen (englanniksi) // Icarus : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 157 , nro. 1 . - s. 43-56 . - doi : 10.1006/icar.2001.6811 .
↑ Sean C. Solomon. Merkurius : arvoituksellinen sisin planeetta // Earth and Planetary Science Letters : päiväkirja. - 2003. - Voi. 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. - Toukokuu ( nide 298 , nro 5 ). - s. 50-59 . - doi : 10.1038/scientificamerican0508-50 . — PMID 18444325 . Arkistoitu alkuperäisestä 19. marraskuuta 2008.
↑ Peter Goldreich, Yoram Lithwick, Re'em Sari. Planet Formation Final Stages // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - 10. lokakuuta ( nide 614 ). - s. 497 . - doi : 10.1086/423612 .
↑ 1 2 3 William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al. Pääasteroidivyön törmäyshistorian yhdistäminen sen dynaamiseen virittymiseen ja ehtymiseen (englanniksi) // Icarus : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 179 . - s. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. toukokuuta 2008.
↑ R. Edgar, P. Artymowicz. Nopeasti vaeltavan planeetan pumppaaminen planetesimaaliseen levyyn // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Journal . - Oxford University Press , 2004. - Voi. 354 . - s. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2008.
↑ ERD Scott (2006). "Jupiterin iän ja muodostumismekanismin sekä sumun eliniän rajoitukset kondriiteista ja asteroideista" . Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference . League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Arkistoitu alkuperäisestä 2013-01-19 . Haettu 16.4.2007 .
↑ 1 2 David O'Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke. Asteroidivyöhykkeen ikiaikainen viritys ja tyhjennys – Revisited (englanniksi) // Icarus : Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 191 . - s. 434-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. syyskuuta 2008.
↑ 1 2 Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine. Maan kaltaisten planeettojen lopullisen kokoonpanon korkearesoluutioiset simulaatiot 2: veden toimitus ja planeettojen asuttavuus (englanniksi) // Astrobiology : Journal. - 2007. - Voi. 7 , ei. 1 . - s. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . — PMID 17407404 .
↑ Susan Watanabe. Aurinkosumun mysteerit . NASA (20. heinäkuuta 2001). Haettu 2. huhtikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ Georgij A. Krasinsky, Elena V. Pitjeva, MV Vasilyev, EI Yagudina. Piilotettu massa asteroidivyöhykkeessä (englanniksi) // Icarus . - Elsevier , 2002. - Heinäkuu ( nide 158 , nro 1 ). - s. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
↑ 1 2 Henry H. Hsieh, David Jewitt . Komeettojen populaatio pääasteroidivyöhykkeellä // Tiede . - 2006. - 23. maaliskuuta ( nide 312 , nro 5773 ). - s. 561-563 . - doi : 10.1126/tiede.1125150 . — PMID 16556801 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. joulukuuta 2008.
↑ Francis Reddy. Uusi komeettaluokka Maan takapihalla . astronomy.com (2006). Haettu 29. huhtikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 8. kesäkuuta 2012. (määrätön)
↑ 1 2 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Maaplaneettojen kataklysmisen myöhäisen raskaan pommituksen synty (englanniksi) // Nature : Journal. - 2005. - Voi. 435 , no. 7041 . - s. 466 . - doi : 10.1038/luonto03676 . — PMID 15917802 . Arkistoitu alkuperäisestä 25. toukokuuta 2011.
↑ A. Morbidelli, J. Chambers, JI Lunine, JM Petit, F. Robert, G.B. Valsecchi, K.E. Cyr. Lähdealueet ja aikataulut veden toimittamiselle Maahan // Meteoritics & Planetary Science : päiväkirja. - 2000. - Voi. 35 . - s. 1309 . — ISSN 1086–9379 .
↑ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison. Uranuksen ja Neptunuksen muodostuminen Jupiterin ja Saturnuksen keskuudessa // Astronomical Journal . - 2002. - Voi. 123 . - s. 2862 . - doi : 10.1086/339975 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al. Kuiperin vyön rakenteen alkuperä dynaamisen epävakauden aikana Uranuksen ja Neptunuksen kiertoradalla (englanniksi) // Icarus : Journal. — Elsevier , 2007. — Voi. 196 . - s. 258 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 .
↑ Alessandro Morbidelli. Komeettojen ja niiden altaiden alkuperä ja dynaaminen kehitys (PDF). arxiv (3. helmikuuta 2008). Haettu 26. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 19. maaliskuuta 2015. (määrätön)
↑ R. Malhotra. Pluton kiertoradan alkuperä: vaikutukset aurinkokuntaan Neptunuksen ulkopuolella // Astronomical Journal . - 1995. - Voi. 110 . - s. 420 . - doi : 10.1086/117532 .
↑ M.J. Fogg, R.P. Nelson. Maaplaneettojen muodostumisesta hot-Jupiter-järjestelmissä (englanniksi) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - 2007. - Voi. 461 . - s. 1195 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066171 .
↑ Stanley, 2005
↑ Gradstein, Ogg, Smith, 2004 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Kansainvälinen kronostratigrafinen kaavio v2021/07 . Kansainvälinen stratigrafian komissio. Arkistoitu alkuperäisestä 14. elokuuta 2021.
↑ Tieteellinen elektroninen kirjasto . www.rae.ru _ Käyttöpäivä: 29. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. tammikuuta 2011. (määrätön)
↑ Geologisen historian esikambrian vaihe (pääsemätön linkki) . worldcam.ru _ Käyttöpäivä: 29. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2014. (määrätön)
↑ Päivä, jolloin maa melkein kuoli . Horisontti . BBC (2002). Haettu 9. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2012. (määrätön)
↑ " Uusi veri ". Tod. BBC. Kävely dinosaurusten kanssa . 1999. Arkistoitu alkuperäisestä 2009-01-01. Arkistoitu 12. joulukuuta 2005 Wayback Machinessa
↑ Joukkosukupuutot: Myöhäinen triaskauden sukupuutto . BBC. Haettu 9. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 13. elokuuta 2006. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 6 Dawkins, 2004
↑ Archeopteryx : Early Bird . University of California, Berkeley, Museum of Paleontology (1996). Haettu 9. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2012. (määrätön)
↑ Soltis, Pam; Doug Soltis ja Christine Edwards. Angiosperms . Elämänpuu -projekti (2005). Haettu 9. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2012. (määrätön)
↑ Chaisson, Eric J. Viimeaikaiset fossiilit (linkki ei saatavilla) . Kosminen evoluutio . Tuftsin yliopisto (2005). Haettu 9. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 22. heinäkuuta 2007. (määrätön)
↑ Fortey, Richard Landwards, Humanity // Elämä: Luonnonhistoria ensimmäisten neljän miljardin vuodenelämästä maan päällä . - 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 ja Ella Werker. Todisteita hominiinien tulenhallinnasta Gesher Benot Ya'aqovissa Israelissa (englanniksi) // Science : Journal. - 2004. - 30. huhtikuuta ( nide 304 , nro 5671 ). - s. 725-727 . - doi : 10.1126/tiede.1095443 . - . — PMID 15118160 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2012. (abstrakti)
↑ McClellan. Tiede ja teknologia maailmanhistoriassa: Johdanto (englanniksi) . — Baltimore, Maryland: JHU Press, 2006. - ISBN 0-8018-8360-1 . Sivut 8–12 Arkistoitu 6. helmikuuta 2020 Wayback Machinessa
↑ McNeill, 1999
↑ Gibbons, Ann. Homo sapiensin vanhimmat jäsenet löydetty Afrikasta (englanniksi) // Science : Journal. - 2003. - Voi. 300 , ei. 5626 . - s. 1641 . - doi : 10.1126/tiede.300.5626.1641 . — PMID 12805512 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. syyskuuta 2015. (abstrakti)
↑ 1 2 3 Hopfe, Lewis M. Perususkontojen ominaisuudet // Maailman uskonnot . – 4. - New York: MacMillan Publishing Company, 1987. - S. 17 , 17-19. — ISBN 0-02-356930-1 .
↑ Chauvetin luola . Metropolitan Museum of Art. Haettu 11. huhtikuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2012. (määrätön)
↑ Ihmisen vallankumous // Maailmanhistorian atlas / Patrick K. O'Brien. - tiivis. — New York: Oxford University Press , 2003. — s . 16 . — ISBN 0-19-521921-X .
↑ Igor Ivanov. Kuinka he jakavat hetken . Elementy.ru (29. kesäkuuta 2009). Haettu 29. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 8. joulukuuta 2012. (määrätön)
↑ Uutiset NEWSru.com :: Uuden tyyppistä ainetta on saatettu saada Large Hadron Colliderista . Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2014. (määrätön)
↑ Aurinkoa kuumempi . Lenta.Ru (28. kesäkuuta 2012). Käyttöpäivä: 26. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 4. tammikuuta 2014. (määrätön)
↑ Teleskooppi auttaa tutkijoita pääsemään aikojen alkuun (31.3.2018) Arkistoitu 2. huhtikuuta 2018.
↑ Mikhail Lukinin kvanttitietokone ratkaisi ensimmäisen vakavan ongelman . Haettu 30. huhtikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 30. huhtikuuta 2019. (määrätön)

Kirjallisuus

Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott. Alkuräjähdys! Universumin täydellinen historia = Bang! Universumin täydellinen historia. - " Niola-Press ", 2007. - S. 192. - 6600 kpl. - ISBN 978-5-366-00182-3 , 978-1-84442-552-5.
Levchenko I. V. Universumin monet kasvot // Löydöt ja hypoteesit, TOV "Älymedia". - 9 (67) syyskuu 2007. - 4-7
Levchenko I. V. Universumien sarjasta // Löydöt ja hypoteesit, TOV "Intellect Media". - 3 (49) maaliskuuta 2006. - 16-18
Universumin baryonin epäsymmetria - Encyclopedia of Physics -artikkeli
Valitut paleoekologiaa ja fylosenogenetiikkaa koskevat teokset - V.V. Zherikhin - Moskova, KMK:n tieteellisten julkaisujen liitto, 2003 - ISBN 5-87317-138-6 - Pp. 58-63.
Dinosaurs: The Illustrated Encyclopedia - Tim Haynes, Paul Chambers - Moskova, Rosman, 2008 - ISBN 978-5-353-02642-6 - s. 10-15, s. 52-57, s. 146-151.
Suuri dinosaurusten atlas - Susanna Davidson, Stephanie Terenbull, Rachel Firth - Moskova, Rosman, 2004 - ISBN 5-353-01605-X - s. 30-31.
World Encyclopedia of Dinosaurs - Dougal Dixon - Moskova, Eksmo, 2009 - ISBN 978-5-699-22144-8 - Ps. 10-11.
The Great Encyclopedia of Dinosaurs - Paul Barret ja Jose Luis Sanz, taiteilija Raul Martin - Moskova, ONYX 21st century, 2003 - ISBN 5-329-00819-0 - Pp. 180-185.
Maan elävä menneisyys - M. V. Ivakhnenko, V. A. Korabelnikov - Moskova, Enlightenment, 1987, - s. 13-28.
Dinosaurs: The Illustrated Encyclopedia - Dougal Dixon - Moskova, 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 " Kuun ja joidenkin muiden taivaankappaleiden syntyminen planeetan sisätilojen räjähdyksen vuoksi (linkki ei saatavilla) " INTERNATIONAL JOURNAL OF GEOLOGY Issue 2, Vol. 1, 2007
Aleksei Levin " Kaunis Selena " " Suosittu mekaniikka " No. 5, 2008
Hal Hellman. Suuria vastakkainasetteluja tieteessä. Kymmenen jännittävintä kiistaa – Luku 6. Lord Kelvin vs. geologit ja biologit: Maan aika = Great Feuds in Science: Kymmenen kaikkien aikojen vilkkainta kiistaa. - M . : "Dialektiikka" , 2007. - S. 320. - ISBN 0-471-35066-4 .
Koko päivän, Jonathan. Kvarkit, leptonit ja alkuräjähdys. - Institute of Physics Publishing , 2001. - ISBN 978-0750308069 .
Levchenko I. V. Universumin monet kasvot // Löydöt ja hypoteesit, TOV "Älymedia". - 9 (67) syyskuu 2007. - 4-7
Levchenko I. V. Universumien sarjasta // Löydöt ja hypoteesit, TOV "Intellect Media". - 3 (49) maaliskuuta 2006. - 16-18
Richard Dawkins . Esivanhempien tarina : Pyhiinvaellus elämän aamunkoittoon (englanniksi) . - Boston: Houghton Mifflin Company, 2004. - ISBN 978-0-618-00583-3 .
Gradstein, FM; Ogg, James George; Smith, Alan Gilbert, toim. A Geological Time Scale 2004. - Cambridge University Press , 2004. - ISBN 978-0-521-78673-7 .
Gradstein, Felix M.; Ogg, James G.; van Kranendonk, Martin. Geologisella aikaasteikolla 2008 . — International Commission on Stratigraphy, 2008. Arkistoitu 28. lokakuuta 2012 Wayback Machinessa
Lunine, JI Earth: asuttavan maailman kehitys . - Iso-Britannia: Cambridge University Press , 1999. - ISBN 978-0-521-64423-5 .
McNeill, Willam H. Maailmanhistoria . – 4. - New York: Oxford University Press , 1999. - ISBN 978-0-19-511615-1 .
Stanley, Steven M. Maan järjestelmän historia . – 2. - New York: Freeman, 2005. - ISBN 978-0-7167-3907-4 .

Linkit

Universumin historia . Sputnik (19. kesäkuuta 2011). Haettu: 21.11.2012. (määrätön)
Universumin historia . Haettu: 24.12.2018. (määrätön)
"Tähtitiede. vuosisata XXI". Luku kirjasta Vladimir Surdin (toimittaja-kääntäjä) Universumimme historia (M. Sazhin, O. Sazhina)
Universumin historia: Tähdet, joilla on erittäin suuri metallipuute. - Luentoilmoitus vuonna 2012
Sarja suosittuja luentoja tähtitiedestä "Tähdet ja galaksit". L. I. Mashonkina "Universumin historia: tähdet, joissa on ylimääräinen metallivaje" - 14. toukokuuta 2012
Alkuräjähdyksen unohdettu kilpailija Aleksei Levin Popular Mechanics nro 5, 2006
mystinen universumi
Universumi ennen kuumaa vaihetta
varhainen universumi
CMB-säteilyä
varhainen universumi
Tomilin K. A. Fyysiset perusvakiot historiallisissa ja metodologisissa näkökohdissa. Moskova: Fizmatlit, 2006, 368 s. (djvu)
Galaksivuoto selittyy sisaruniversumin työllä arkistoitu // Membrane, 2009
Tähtien räjähdykset paljastivat maailmankaikkeuden energian synkän menneisyyden arkistoitu // Membrane, 2006
CERN avaa hiukkasten universumin arkistoitu // Membrane, 2010
Kuinka maailmankaikkeuden laajeneminen löydettiin: universumi // Popular Mechanics, kesäkuu 2012
Pimeä historia: houkuttelevia todisteita // Popular Mechanics, 23.08.2006
Kosmologia biljoonassa vuodessa: mahdottoman tiede // Popular Mechanics, heinäkuu 2011
Looking Beyond the Horizon: The Universe // Popular Mechanics, lokakuu 2012
Triljoona vuotta ennen alkuräjähdystä: mitä tapahtui biljoona vuotta sitten // Popular Mechanics, kesäkuu 2010
Telegraph: tiedemiehet vastaavat pian kysymykseen, miksi universumi on olemassa // Sanomalehti. Ru, 9. maaliskuuta 2012
WMAP:n suositellut parametriarvot (downlink) . Sputnik (2011). Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2012. (määrätön)
Andrew Linde. Käännös luennosta "Inflaatio, kvanttikosmologia ja antrooppinen periaate" . Astronetti . Haettu: 21. marraskuuta 2012. (määrätön) (alkuperäinen (englanniksi))
NASA, Euroopan avaruusjärjestö. "Galaksien rakentaminen varhaisessa universumissa" . Astronetti . Haettu: 21.11.2012. (määrätön)
Luonnon maailma . - Arkean eon. Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2012. (määrätön)
Geologinen tietosanakirja . - katarkeot. Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 12. toukokuuta 2012. (määrätön)
Vendian biosfääri (pääsemätön linkki) . www.vend.paleo.ru — Prekambrian organismien laboratorion toimipaikka, PIN RAS. Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 21. marraskuuta 2012. (määrätön)
Ya. E. Malakhovskaya, A. Yu. Ivantsov. Maan vendialaiset asukkaat . Arkhangelsk: vend.paleo.ru (2003). - Kustantaja PIN RAS: 48 s. Käyttöpäivä: 21.11.2012. (määrätön)
Planetary Science Institute . psi.edu. - sivu jättiläisten törmäysteoriasta. Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 8. kesäkuuta 2011.
Varsinaistutkimuslaitos . _ Haettu: 21.11.2012.
Kuun luomisen tietokonemallinnus . — sivu Kuun ilmestymisestä Haettu 21. marraskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2010.
Varsinaistutkimuslaitos . _ - viesti Charonin alkuperän teoriasta törmäyksen seurauksena. Haettu: 21.11.2012.
Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton virallinen verkkosivusto (englanniksi) . Haettu: 21.11.2012.
NASA Photojournal . Haettu: 21.11.2012.
NASA Planet Quest - Exoplanet Exploration . Haettu: 21.11.2012.
Kuvitettu vertailu planeettojen koosta keskenään ja Auringosta muihin tähtiin (englanniksi) . Haettu: 21.11.2012.
Planetaaristen kriteerien ja mahdollisten planeettaluokitusjärjestelmien arviointi . - Sternin ja Levinsonin sivu. Haettu: 21.11.2012.
Planeettatieteen tutkimuslöydöt . Haettu: 21.11.2012.
Protostähdet: missä, miten ja mitä tähtiä muodostuu . Astronetti . - V. G. Surdinin ja S. A. Lamzinin kirja; hypertekstiversio Astronetin verkkosivustolla. Haettu 21. marraskuuta 2012. (määrätön)
Aurinkokunnan historia // ORION STARS -KIRJASTO
"Kirkkaampi kuin tuhat galaksia" (suosittu artikkeli) // " Maailman ympäri ", lokakuu 2004
Elämän suuri salaisuus // Maailman ympäri, nro 3 (2774) maaliskuu 2005
Lauren Graham Luku III. Elämän alkuperän ongelma // Luonnontieteet, filosofia ja tiede ihmisen käyttäytymisestä Neuvostoliitossa
A.S. Spirin . Proteiinien biosynteesi, RNA:n maailma ja elämän alkuperä - akateemikon, Institute of Protein RAS:n johtajan, RAS:n puheenjohtajiston jäsenen artikkeli.
K. Yu. Eskov Maan historia ja elämä sen päällä
- * Elämän alkuperä: abiogeneesi ja panspermia. Hyperpyörä. Geokemiallinen lähestymistapa ongelmaan (linkki ei saatavilla 02-01-2014 [3217 päivää]) kirjasta "Amazing Paleontology: The History of the Earth and Life on It"
Markov A.V. Luku 1. Elämän alkuperä // Monimutkaisuuden synty. CORPUS, Astrel, 2010.
Zakharov V. B. Yleinen biologia. Luokka 10. - M., 2006.
Tšernavski, Dmitri Sergeevich . Elämän ja ajattelun alkuperän ongelma modernin fysiikan näkökulmasta // Uspekhi fizicheskikh nauk. T. 170. 2000. Nro 2. S. 157-183.
D. Gross-luento jousiteoriasta, " Future Revolutions in Fundamental Physics " .
Hubble-tiimi paljastaa "puuttuvan linkin" kuvan valtavasta universumistamme
Universumin historia: alkuräjähdyksestä nykypäivään

Universumin aikajana
Ensimmäiset kolme minuuttia alkuräjähdyksen jälkeen	Kosmologinen singulaarisuus Planckin aikakausi Suuren yhdistymisen aika Inflaatioaika ( Relic gravitation aallot ) baryogeneesi Electroweakin aikakausi kvarkkien aikakausi Hadronin aikakausi Lepton epoch ( Relic neutrino background ) Fotonien aikakausi
varhainen universumi	protonien aikakausi Rekombinaatio ( CMB ) Synkät ajat Reionisaatio Aineiden ikä
Universumin tulevaisuus	Tähtien ikä Degeneraation ikä Mustien aukkojen aikakausi Ikuisen pimeyden aikakausi iso aukko Iso puristus Universumin lämpökuolema

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede