Космологичен принцип

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Серия статии на тема
Космология
 Шаблон: преглед  беседа  редактиране 
Planck satellite cmb.jpg


Космологичният принцип е предположение за едромащабната структура на Вселената, чийто статус е спорен. Прилагането му значително ограничава възможните космологични теории. Принципът гласи:

Вселената в голям мащаб е хомогенна и изотропна[1]

Следствия[редактиране | редактиране на кода]

От свойствата хомогенност и изотропност, които Вселената притежава според космологичния принцип, следва, че Земята не е привилегировано място в космоса и че в голям мащаб Вселената има гладка структура (т.е. не е фрактална).

Друго следствие от космологичния принцип е твърдението, че Вселената се намира в механично равновесие. Също така от хомогенността и изотропността следва, че най-големите дискретни структури са част от по-голяма непрекъсната структура (подобно на трохи от хляб).

Наблюденията на едромащабната структура на Вселената показват, че колкото по-далеч от Земята е дадена галактика, толкова по-ниско е нейното метално (всички елементи освен водород и хелий) съдържание, както и че на това разстояние средната плътност на Вселената е по-висока. За да могат тези наблюдения да са съвместими с космологичния принцип, трябва Вселената да не е стационарна, а с времето да търпи съществени промени в космологичен мащаб; например металното съдържание на Вселената с времето се увеличава поради синтеза на тежки елементи в ядрата на звездите или при избухването на свръхнови[1]. В определен момент металното съдържание е равномерно разпределено във Вселената, но ако наблюдаваме галактика на 1 млн. св. години, ще измерим типичното метално съдържание на Вселената преди 1 млн. години, което ще се различава от днешното. Съвременните наблюдения (например разширението на Вселената) потвърждават това следствие. Нестационарността на Вселената може да бъде изведена и при прилагането на космологичния принцип към общата относителност.[1]

Съгласуване с наблюденията[редактиране | редактиране на кода]

Космологичният принцип се потвърждава до голяма степен от хомогенното разпределение на реликтовото фоново излъчване (което може да се разглежда като портрет на Вселената от епохата преди рекомбинацията). Нестационарността на Вселената е наблюдавана за първи път от Едуин Хъбъл, който открива разширяването на Вселената.

От началото на 21 век редица наблюдения поставят под съмнение валидността на принципа: Наблюдавани са няколко групирания на квазари, чийто размери надхвърлят допустимите очаквания изведени от принципа. Такива примери са U1.11 (2011), Huge-LQG (2012) и Hercules–Corona Borealis Great Wal.[2]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. а б в Проф. Георги Иванов. Елементи на съвременната космология. Лекции по обща астрофизика. // СУ „Св. Климент Охридски“, катедра астрономия. Посетен на 15.11.2007. Архив на оригинала от 2007-08-24 в Wayback Machine.
  2. Horvath, Istvan; Hakkila, Jon; Bagoly, Zsolt (2014). „Possible structure in the GRB sky distribution at redshift two“. Astronomy & Astrophysics 561: id.L12. arXiv:1401.0533, doi:10.1051/0004-6361/201323020; (2013) „The largest structure of the Universe, defined by Gamma-Ray Bursts“. 7th Huntsville Gamma-Ray Burst Symposium, GRB 2013: paper 33 in eConf Proceedings C1304143. arXiv:1311.1104.
CC BY-SA icon.svg Heckert GNU white.png Тази страница частично или изцяло представлява превод на страницата „Cosmological principle“ в Уикипедия на английски. Оригиналният текст, както и този превод, са защитени от Лиценза „Криейтив Комънс – Признание – Споделяне на споделеното“, а за съдържание, създадено преди юни 2009 година – от Лиценза за свободна документация на ГНУ. Прегледайте историята на редакциите на оригиналната страница, както и на преводната страница, за да видите списъка на съавторите. ​

ВАЖНО: Този шаблон се отнася единствено до авторските права върху съдържанието на статията. Добавянето му не отменя изискването да се посочват конкретни източници на твърденията, които да бъдат благонадеждни.​