Historie vesmíru

Moderní představy o hlavních fázích vývoje vesmíru jsou založeny na následujících teoriích:

Friedmanova expanzní teorie ;
teorie velkého třesku (teorie horkého vesmíru);
teorie inflace ;
hierarchická teorie tvorby rozsáhlých struktur ;
hvězdné populační teorie .

Extrapolace rozpínání vesmíru zpět v čase vede k bodu vesmírné singularity , v jehož blízkosti přestávají fungovat dnes známé fyzikální zákony. Doba expanze z této vesmírné singularity do současného stavu se nazývá věk vesmíru ; podle různých zdrojů je to přibližně 14 miliard let.

Expanze je hlavním procesem, proti kterému probíhají všechny ostatní, takže celou historii vývoje lze rozdělit do fází expanze [1] :

Planckova epocha je okamžikem, od kterého začíná fungovat moderní fyzika .
fáze inflace. V této fázi dochází k prudkému nárůstu velikosti vesmíru a na jeho konci také k silnému zahřívání.
Fáze radiační dominance. Hlavní etapa raného vesmíru. Teplota začne klesat a na začátku se elektroslabá interakce oddělí od silné interakce , poté se vytvoří kvarky . Po změně po sobě jdoucích epoch hadronů a leptonů vznikají v epoše nukleosyntézy
Období nadvlády hmoty (prach). Na počátku této epochy se elektromagnetické záření odděluje od hmoty a vzniká reliktní pozadí. Pak přichází doba temna. Končí, když záření prvních hvězd znovu ionizuje hmotu.
Λ - dominance. aktuální epocha.

Okamžik vzniku reliktního pozadí je hranicí pro vývoj hmoty. Jestliže před ní to bylo zcela určeno expanzí, pak poté, co roli prvních houslí přebírá gravitační interakce akumulace hmoty, jak mezi sebou, tak se sebou samými. Je to ona, kdo je zodpovědný za vznik hvězd, hvězdokupy galaxií a také za jejich sloučení.

Oddělení reliktního pozadí bylo možné díky ochlazení vesmíru způsobenému expanzí. Stejný proces, který předurčil konec věku dominance gravitace a který jím vznikl, byla změna chemického složení v důsledku výbuchů supernov.

Vznik života je další fází vývoje vesmíru, což znamená, že hmota se nyní může sama organizovat a nezávisí ve všem na vnějších podmínkách.

Planckova éra

Planckova epocha je nejstarší epochou v historii pozorovatelného vesmíru , o níž existují nějaké teoretické předpoklady. Během této epochy měla hmota vesmíru energii ~10 19 GeV, hustotu ~10 97 kg/m³ a měla teplotu ~10 32 K [2] . Raný vesmír byl vysoce homogenní a izotropní médium s neobvykle vysokou hustotou energie, teplotou a tlakem. V důsledku expanze a ochlazování došlo ve vesmíru k fázovým přechodům podobným kondenzaci kapaliny z plynu, ale ve vztahu k elementárním částicím . Skončilo po Planckově čase (10 −43 sekund [3] po Velkém třesku ). Po Planckově éře se gravitační interakce oddělila od zbytku základních interakcí .

Moderní kosmologie věří, že na konci Planckovy epochy začala druhá fáze vývoje vesmíru - epocha Velkého sjednocení , a poté rychlé narušení symetrie vedlo k éře kosmické inflace , během níž se vesmír výrazně zvětšil. ve velikosti v krátkém období [4] .

Teoretické základy

Vzhledem k tomu, že v současnosti neexistuje žádná obecně uznávaná teorie, která by umožňovala kombinovat kvantovou mechaniku a relativistickou gravitaci, moderní věda nemůže popsat události, které se odehrávají v časech kratších, než je Planckův čas a ve vzdálenostech menších, než je Planckova délka (přibližně 1,616 × 10 −35 m – vzdálenost, které světlo cestuje v Planckově čase).

Bez pochopení kvantové gravitace – teorie, která kombinuje kvantovou mechaniku a relativistickou gravitaci – zůstává fyzika Planckovy éry nejasná. Principy, na nichž stojí jednota základních interakcí, stejně jako příčiny a průběh procesu jejich oddělení, jsou stále špatně pochopeny.

Tři ze čtyř sil byly úspěšně popsány v rámci jednotné teorie, ale problém popisu gravitace ještě není vyřešen. Pokud nebereme v úvahu kvantové gravitační efekty, pak se ukazuje, že Vesmír začal singularitou s nekonečnou hustotou; zohlednění těchto vlivů nám umožňuje dospět k jiným závěrům.

Mezi nejrozvinutější a nejslibnější kandidáty na sjednocující teorii patří teorie strun a smyčkové kvantové gravitace . Kromě toho se aktivně pracuje na nekomutativní geometrii a dalších oblastech, které umožňují popsat procesy vzniku vesmíru.

Experimentální studie

Až donedávna prakticky chyběla experimentální data, která by dokládala předpoklady o Planckově epoše, ale nejnovější výsledky získané sondou WMAP umožnily vědcům testovat hypotézy o prvních 10 −12 zlomcích a po stovky tisíc let). Navzdory skutečnosti, že tento časový interval je stále o mnoho řádů větší než Planckův čas, v současnosti probíhají experimenty (včetně Planckova projektu) se slibnými výsledky, které nám umožní posunout hranici „studovaného“ času blíže k okamžiku. se objevil vesmír a možná poskytnou informace o Planckově éře.

Navíc určité pochopení procesů v raném vesmíru poskytují data z urychlovačů částic . Například experimenty na Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) umožnily určit, že kvark-gluonové plazma (jeden z nejranějších stavů hmoty) se chová spíše jako kapalina než jako plyn. Na Velkém hadronovém urychlovači je možné studovat i dřívější stavy hmoty, ale v současnosti neexistují ani existující ani plánované urychlovače, které by umožnily získat energie řádu Planckovy energie (asi 1,22 × 10 19 GeV ).

Rozpínání vesmíru

Etapa	Vývoj $a(\eta)$	Hubbleův parametr
inflační	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
radiační dominance	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\frac {1}{2t}}$
prachový stupeň	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\frac {2}{3t}}$
$\lambda$ - dominance	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}G\rho _{\Lambda }$

Kosmologické parametry podle dat WMAP a Planck
	WMAP [5]	Planck [6]
Věk vesmíru t 0 miliard let	13,75±0,13	13,81 ± 0,06
H 0 km/s/MPc	71,0 ± 2,5	67,4 ± 1,4

Expanze vesmíru je rozsáhlý proces, jehož průběh v podstatě určuje průběh jeho vývoje: v důsledku expanze klesá průměrná teplota, což určuje, jak dlouho a jakou rychlostí bude probíhat primární nukleosyntéza, na pozadí expanzi, dochází k rozvoji fluktuací, ze kterých by se pak měly stát galaxie atd. Experimentálně se expanze vesmíru projevuje jak ve formě červeného posunu spektrálních čar vzdálených galaxií v souladu s Hubbleovým zákonem , tak i ve formě prodloužení doby viditelného výskytu různých procesů v (doba trvání supernov a další).

Vesmír se rozpíná z počátečního superhustého a superžhavého stavu, takzvaného velkého třesku . Zda je počáteční stav singulární (jak předpovídá klasická teorie gravitace - obecná teorie relativity nebo GR) nebo ne - je aktivně diskutovanou otázkou, naděje na jeho vyřešení jsou spojeny s rozvojem kvantové teorie gravitace .

Friedmannův model

V rámci obecné teorie relativity lze celou dynamiku vesmíru v první aproximaci zredukovat na jednoduché diferenciální rovnice pro faktor měřítka , což je hodnota, která odráží změnu vzdáleností v rovnoměrně se zvětšujících nebo smršťujících prostorech [7] : $v)$

energetická rovnice

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

pohybová rovnice

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

rovnice kontinuity

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

kde k je zakřivení prostoru (nabývá hodnot -1, 0, 1), Λ je kosmologická konstanta , ρ je průměrná hustota vesmíru, P je průměrný tlak, c je rychlost světla a tečka nad písmenem označuje převzetí derivace s ohledem na čas, například . ${\dot a}=da/dt$

Pro takový model je interval mezi dvěma událostmi zapsán takto:

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

kde dR² popisuje geometrické vlastnosti modelového prostoru a je metrikou trojrozměrného izotropního a homogenního prostoru: plochý v k = 0, sférický v k = 1 a hyperbolický v k = −1. V takových souřadnicových systémech je rychlost změny fyzické vzdálenosti l mezi dvěma body spočívajícími v přibližujícím se souřadnicovém systému:

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

Toto není nic jiného než Hubbleův zákon , kde Hubbleův parametr je časově proměnná hodnota:

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

Pokud nyní dosadíme tento výraz do energetické rovnice a přineseme hodnoty, dostaneme výraz:

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

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

Inflační expanze

Velký třesk

Velký třesk je kosmologický model , který popisuje raný vývoj Vesmíru [8] , konkrétně počátek expanze Vesmíru , před kterým byl Vesmír v singulárním stavu .

Obvykle se nyní automaticky kombinuje teorie velkého třesku a model horkého vesmíru , ale tyto koncepty jsou nezávislé a historicky existovala také myšlenka studeného počátečního vesmíru poblíž velkého třesku. Dále je zvažována kombinace teorie velkého třesku s teorií horkého vesmíru, podpořená existencí kosmického mikrovlnného záření na pozadí .

Kosmologická singularita

Kosmologická singularita je stav vesmíru v počátečním okamžiku velkého třesku , charakterizovaný nekonečnou hustotou a teplotou hmoty. Kosmologická singularita je jedním z příkladů gravitačních singularit , které předpovídá obecná teorie relativity (GR) a některé další teorie gravitace .

Výskyt této singularity při pokračování zpět v čase jakéhokoli řešení obecné teorie relativity [9] , popisujícího dynamiku expanze vesmíru , byl důsledně prokázán v roce 1967 Stephenem Hawkingem [10] . Také napsal:

„Výsledky našich pozorování potvrzují předpoklad, že vesmír vznikl v určitém časovém okamžiku. Avšak samotný okamžik počátku stvoření, singularita, se neřídí žádným ze známých fyzikálních zákonů.

Například hustota a teplota nemohou být nekonečné současně, protože při nekonečné hustotě má míra chaosu tendenci k nule, což nelze kombinovat s nekonečnou teplotou. Problém existence kosmologické singularity je jedním z nejvážnějších problémů fyzikální kosmologie. Jde o to, že žádná z našich znalostí o tom, co se stalo po Velkém třesku, nám nemůže poskytnout žádnou informaci o tom, co se stalo předtím.

Pokusy o vyřešení problému existence této singularity jdou několika směry: za prvé se má za to, že kvantová gravitace poskytne popis dynamiky gravitačního pole bez singularit [11] , a za druhé existuje názor, že zohlednění kvantových efektů v negravitačních polích může narušit podmínku energetické dominance , na které je založen Hawkingův důkaz [11] , za třetí jsou navrženy takové modifikované teorie gravitace , ve kterých singularita nevzniká, protože extrémně stlačená hmota začíná tlačit od sebe gravitačními silami (tzv. gravitační odpuzování ), a nepřitahují se k sobě.

Svatý Augustin tvrdil, že čas je vlastnost vesmíru , která se objevila spolu se sebou samým. Protože pro takový paradox neexistuje jednoznačné vědecké vysvětlení , Georgy Gamow navrhl nazvat augustiniánskou epochu stavem vesmíru „před“ a „v tuto chvíli“ velkým třeskem . Takový stav je často označován jako nulový bod nebo kosmologická singularita .

První tři minuty. Primární nukleosyntéza

Předpokládá se, že od začátku narození (nebo alespoň od konce inflační fáze) a během doby, než teplota zůstane pod 10 16 GeV (10 −10 s), jsou přítomny všechny známé elementární částice a všechny mají žádná mše. Toto období se nazývá obdobím Velkého sjednocení, kdy se spojují elektroslabé a silné interakce [12] .

V tuto chvíli nelze přesně říci, které částice jsou v tu chvíli přítomny, ale něco se přece jen ví. Hodnota η je indikátorem entropie a také charakterizuje přebytek částic nad antičásticemi [13] :

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

V okamžiku, kdy teplota klesne pod 10 15 GeV , se pravděpodobně uvolní X- a Y-bosony s odpovídajícími hmotnostmi .

Období Velkého sjednocení je nahrazeno obdobím elektroslabého sjednocení, kdy elektromagnetické a slabé interakce představují jeden celek. Tato epocha je poznamenána zničením X- a Y-bosonů . V okamžiku, kdy teplota klesne na 100 GeV , končí epocha elektroslabého sjednocování, vznikají kvarky, leptony a intermediární bosony.

Přichází éra hadronů, éra aktivní produkce a ničení hadronů a leptonů. V této epoše je pozoruhodný okamžik přechodu kvark-hadron nebo okamžik uzavření kvarků , kdy byla možná fúze kvarků do hadronů. V tuto chvíli je teplota 300-1000 MeV a doba od zrození vesmíru je 10 −6 s .

Epochu hadronové éry dědí éra leptonová - v okamžiku, kdy teplota klesne na úroveň 100 MeV , a na hodinách 10 −4 s . V této době se složení vesmíru začíná podobat tomu modernímu; hlavní částice jsou fotony, kromě nich už jen elektrony a neutrina se svými antičásticemi, dále protony a neutrony. Během tohoto období dochází k jedné důležité události: látka se stává transparentní pro neutrina. Existuje něco jako reliktní pozadí, ale pro neutrina. Ale protože k separaci neutrin došlo před separací fotonů, kdy některé typy částic ještě neanihilovaly a odevzdávaly svou energii zbytku, více se ochladily. Pokud neutrina nemají žádnou hmotnost (nebo jsou jejich hmotnosti zanedbatelné) , mělo by se plynné neutrino nyní ochladit na 1,9 K.

Při teplotě T≈0,7 MeV je porušena dříve existující termodynamická rovnováha mezi protony a neutrony a poměr koncentrace neutronů a protonů zamrzne na hodnotě 0,19. Začíná syntéza jader deuteria, helia, lithia. Po ~200 sekundách po zrození vesmíru teplota klesne na hodnoty, při kterých již není nukleosyntéza možná, a chemické složení hmoty zůstává nezměněno až do zrození prvních hvězd [12] .

Éra Velkého sjednocení

Epocha velkého sjednocení (dále jen EVO) je koncept používaný v kosmologii k určení druhé fáze vývoje vesmíru . Na základě kosmologického modelu vesmíru, který se rozpíná, se obecně uznává, že EVO začalo v časovém okamžiku od ~10 −43 sekund [14] , kdy hustota hmoty byla 10 92 g/cm³ a teplota byla 10 32 K. Fázový přechod způsobil exponenciální expanzi vesmíru, která způsobila přechod do éry inflace.

Základy EVO

Ve fyzikální kosmologii, za předpokladu, že GUT popisuje přírodu , bylo EVO obdobím ve vývoji raného vesmíru po Planckově epoše a předcházejícím inflační epoše . Od okamžiku, kdy začne EVO, kvantové efekty slábnou a vstoupí v platnost zákony obecné relativity . Oddělení gravitační interakce od zbytku fundamentálních interakcí na rozhraní epoch - Planck a Velké sjednocení - vedlo k jednomu z fázových přechodů primární hmoty, doprovázenému porušením stejnoměrnosti její hustoty . Po oddělení gravitace (první oddělení) od sjednocení základních sil na konci Planckovy éry byly tři ze čtyř sil – elektromagnetická , silná a slabá síla – stále sjednoceny jako elektronukleární síla . Během Sjednoceného věku byly fyzikální vlastnosti, jako je hmotnost , chuť a barva , bezvýznamné.

Předpokládá se, že během EVO byla teplota vesmíru srovnatelná s charakteristickými teplotními gradienty sjednocené teorie . Pokud se předpokládá, že energie velkého sjednocení je 10 15 GeV, bude to odpovídat teplotám nad 10 27 K.

Obecně se uznává, že EVO skončilo přibližně za 10 −34 sekund [15] od okamžiku velkého třesku , kdy hustota hmoty byla 10 74 g/cm³ a teplota 10 27 K, což odpovídá energii 10 14 GeV - v tomto okamžiku se od primární interakce odděluje silná jaderná interakce , která začíná hrát zásadní roli ve vytvořených podmínkách. Toto oddělení vedlo k dalšímu fázovému přechodu a v důsledku toho k rozsáhlé expanzi Vesmíru – inflační expanzi Vesmíru a výrazným změnám v hustotě hmoty a jejím rozložení ve Vesmíru.

Věk inflace

Mezi 10 −36 a 10 −32 [3] s po velkém třesku. Během této epochy je Vesmír stále převážně naplněn zářením a začínají se tvořit kvarky, elektrony a neutrina. V raných fázích expanzní epochy se výsledné kvarky a hyperony (které odebírají energii z fotonů) rychle rozpadají. Předpokládejme existenci cyklů střídavého zahřívání a opětovného ochlazování vesmíru. Po skončení tohoto období bylo stavebním materiálem vesmíru kvark-gluonové plazma . Jak čas plynul, teplota klesla na hodnoty, při kterých byl možný další fázový přechod, nazývaný baryogeneze . Další pokles teploty vedl k dalšímu fázovému přechodu - vzniku fyzikálních sil a elementárních částic v jejich moderní podobě, který vedl přes epochu elektroslabých interakcí , epochu kvarků , epochu hadronů , epocha leptonů do přechodu do epochy nukleosyntézy .

Baryogeneze

Baryogeneze je stav vesmíru v časovém intervalu 10 −35 a 10 −31 s od okamžiku velkého třesku ( inflační epocha ), během kterého se kvarky a gluony sjednotily do hadronů (včetně baryonů ), stejně jako název procesu takového sdružení. Předpokládá se, že v důsledku splnění Sacharovových podmínek ( nezachování baryonového čísla , porušení CP , porušení tepelné rovnováhy) během baryogeneze vznikla tzv. baryonová asymetrie vesmíru - pozorovaná asymetrie mezi hmotou a antihmotou . (první je téměř výhradně přítomen v moderním vesmíru).

Baryonová asymetrie vesmíru

Baryonová asymetrie Vesmíru je pozorovaná převaha hmoty nad antihmotou ve viditelné části Vesmíru . Tento fakt pozorování nelze vysvětlit předpokladem počáteční baryonové symetrie během Velkého třesku , ať už z hlediska Standardního modelu , ani z hlediska obecné teorie relativity , dvou teorií, které jsou základem moderní kosmologie . Spolu s prostorovou plochostí pozorovatelného vesmíru a problémem horizontu je to jeden z aspektů problému počátečních hodnot v kosmologii.

Existuje několik hypotéz, které se snaží vysvětlit fenomén baryonové asymetrie, ale žádná z nich není vědeckou komunitou uznána jako spolehlivě prokázaná.

Nejběžnější teorie rozšiřují Standardní model tak, že v některých reakcích je možné silnější porušení invariance CP ve srovnání s jejím porušením ve Standardním modelu. Tyto teorie předpokládají, že zpočátku bylo množství baryonové a antibaryonové hmoty stejné, ale později, z nějakého důvodu, kvůli asymetrii reakcí, které částice – hmota nebo antihmota – se na nich podílejí, docházelo k postupnému zvyšování množství baryonové hmoty a snížení množství antibaryonu. Podobné teorie přirozeně vznikají ve velkých sjednocených modelech .

Další možné scénáře pro vznik asymetrie zahrnují buď makroskopické oddělení oblastí lokalizace hmoty a antihmoty (což se zdá nepravděpodobné), nebo absorpci antihmoty černými dírami , které ji mohou oddělit od hmoty za podmínky porušení CP invariance. . Druhý scénář vyžaduje existenci hypotetických těžkých částic, které se rozpadají se silným porušením CP.

V roce 2010 byla předložena hypotéza, že baryonová asymetrie je spojena s přítomností temné hmoty . Podle učiněného předpokladu jsou nositeli záporného baryonového náboje částice temné hmoty, které nejsou dostupné pro přímé pozorování v pozemských experimentech, ale projevují se gravitační interakcí v měřítku galaxií [16] [17] .

Éra elektroslabých interakcí

Mezi 10 −32 a 10 −12 sekundami po velkém třesku [3] . Teplota vesmíru je stále velmi vysoká. Proto jsou elektromagnetické interakce a slabé interakce stále jedinou elektroslabou interakcí . Díky velmi vysokým energiím vzniká řada exotických částic , jako je Higgsův boson [18] a W-boson , Z-boson .

Éra kvarků

Mezi 10 −12 a 10 −6 s [3] po velkém třesku. Elektromagnetické , gravitační , silné , slabé interakce se tvoří v jejich současném stavu. Teploty a energie jsou stále příliš vysoké na to, aby se kvarky shlukovaly do hadronů. Také nazývaná epocha kvark-gluonového plazmatu [3] .

The Hadron Epoch

Mezi 10 −6 a 1 s po velkém třesku [3] . Kvark-gluonové plazma se ochladí a kvarky se začnou shlukovat do hadronů, včetně například protonů a neutronů.

Éra leptonů

Mezi 1 a 10 sekundami po velkém třesku [3] . Velikost pozorovatelného vesmíru tehdy činila méně než sto astronomických jednotek [19] . Během hadronové epochy většina hadronů a anti-hadronů mezi sebou anihiluje (vzájemně se anihiluje) a zanechávají páry leptonů a antileptonů jako převládající hmotu ve Vesmíru. Přibližně 10 sekund po velkém třesku teplota klesne do bodu, kdy se leptony již nevytvářejí. Leptony a antileptony se zase navzájem anihilují a ve vesmíru zůstává jen malý zbytek leptonů. Neutrina se uvolní a začnou se volně pohybovat v prostoru. Vzniká neutrinoneutrinové pozadí , teoreticky by mělo být dnes pozorováno, ale kvůli technickým potížím při registraci nízkoenergetických neutrin nebylo dosud reliktní neutrinové pozadí detekováno.

Primární nukleosyntéza

Přibližně 10 sekund po velkém třesku [3] se hmota ochladila natolik, že vytvořila stabilní nukleony a začal proces primární nukleosyntézy . Trvalo do stáří Vesmíru 20 minut a během této doby vzniklo primární složení hvězdné hmoty: asi 25 % helium-4 , 1 % deuterium , stopy těžších prvků až po bor , zbytek je vodík .

Éra záření

Po 70 000 letech začíná hmota převládat nad zářením, což vede ke změně režimu rozpínání vesmíru. Na konci epochy 379 000 let se vodík rekombinuje a vesmír se stává průhledným pro fotony tepelného záření. Po dalším poklesu teploty a rozpínání vesmíru nastal další přechodný moment, kdy se dominantní silou stala gravitace .

Éra primární rekombinace

Vesmír se postupně ochlazoval a 379 000 let po velkém třesku docela vychladl (3000 K ): zpomalené elektrony dostaly příležitost spojit se se zpomalenými protony ( jádra vodíku ) a alfa částicemi ( jádra helia ), čímž vznikly atomy (tento proces je tzv. rekombinace ). Tedy ze stavu plazmy , neprůhledného pro většinu elektromagnetického záření, přešla hmota do plynného stavu. Tepelné záření té doby můžeme přímo pozorovat ve formě reliktního záření .

Doba temna

Mezi 380 000 lety a 550 miliony let [20] po velkém třesku. Vesmír je vyplněn vodíkem a heliem, reliktním zářením, zářením atomárního vodíku o vlnové délce 21 cm . Hvězdy , kvasary a další jasné zdroje chybí.

Reionizace

Reionizace (epocha reionizace [21] , reionizace [ 22] , sekundární ionizace vodíku [23] ) - součást historie Vesmíru (epocha) mezi 550 miliony let [20] a 800 miliony let po velkém třesku (přibližně červený posuv z do ) [22] . Reionizaci předchází doba temna . A po ní - současná éra hmoty . Vznikají první hvězdy (hvězdy III. populace), galaxie [24] , kvasary [25] , kupy a nadkupy galaxií . Světlo emitované touto první generací hvězdné populace ukončilo kosmologický temný věk a ve fyzické kosmologii je známé jako první světlo [26] . $z=15$ $z=6.4$

Vodík je reionizován světlem hvězd a kvasarů. Rychlost reionizace závisela na rychlosti tvorby objektů ve Vesmíru [27] . Vlivem gravitační přitažlivosti se hmota ve Vesmíru začíná rozdělovat mezi izolované shluky („ shluky “). Zdá se, že prvními hustými objekty v temném vesmíru byly kvasary . Pak se začaly tvořit rané formy galaxií a plynových a prachových mlhovin. Začínají vznikat první hvězdy, ve kterých se syntetizují prvky těžší než helium. V astrofyzice se každý prvek těžší než helium nazývá „kov“.

11. července 2007 objevil Richard Ellis (Caltech) na 10metrovém dalekohledu Keck II 6 hvězdokup, které vznikly před 13,2 miliardami let. Vznikly tedy, když byl vesmír starý pouhých 500 milionů let [28] .

Vznik hvězd

Vznik hvězd je astrofyzikální termín pro proces ve velkém měřítku v galaxii , ve kterém se hvězdy začínají hromadně tvořit z mezihvězdného plynu [29] . Spirální ramena , obecná struktura galaxie , hvězdná populace , svítivost a chemické složení mezihvězdného prostředí jsou výsledkem tohoto procesu [30] .

Velikost oblasti pokryté tvorbou hvězd zpravidla nepřesahuje 100 pc. Existují však komplexy s výbuchem tvorby hvězd, nazývané superasociace, velikostně srovnatelné s nepravidelnou galaxií.

V naší a několika blízkých galaxiích je možné tento proces přímo pozorovat. V tomto případě jsou známky probíhající tvorby hvězd [31] :

přítomnost hvězd spektrálních tříd OBA a příbuzných objektů (HII oblasti, výbuchy nových a supernov );
infračervené záření , jak ze zahřátého prachu, tak ze samotných mladých hvězd;
rádiové emise z plynových a prachových disků kolem formujících se a novorozených hvězd;
Dopplerovo štěpení molekulárních čar v rotujícím disku kolem hvězd;
Dopplerovské štěpení molekulárních linií tenkých rychlých výtrysků ( jetů ) unikajících z těchto disků (z jejich pólů) rychlostí přibližně 100 km/s;
přítomnost asociací, hvězdokup a hvězdných komplexů s hmotnými hvězdami (hmotné hvězdy se téměř vždy rodí ve velkých skupinách);
přítomnost globulí .

S rostoucí vzdáleností se zmenšuje i zdánlivá úhlová velikost objektu a od určitého okamžiku není možné vidět jednotlivé objekty uvnitř galaxie. Kritéria pro vznik hvězd ve vzdálených galaxiích jsou [29] :

vysoká svítivost v emisních čarách , zejména v Hα ;
zvýšený výkon v ultrafialové a modré části spektra , za který je přímo zodpovědné záření hmotných hvězd;
zvýšené záření na vlnových délkách blízkých 8 µm ( IR rozsah );
zvýšený výkon tepelného a synchrotronového záření v rádiovém dosahu ;
zvýšený rentgenový výkon spojený s horkým plynem.

Obecně lze proces vzniku hvězd rozdělit do několika fází: tvorba velkých plynových komplexů (o hmotnosti 10 7 M ʘ ), výskyt gravitačně vázaných molekulárních mraků v nich, gravitační komprese jejich nejhustších částí před vznik hvězd, zahřívání plynu zářením mladých hvězd a výrony nových a supernov, únik plynu.

Nejčastěji lze nalézt hvězdotvorné oblasti [31] :

v jádrech velkých galaxií,
na koncích spirálových ramen,
na periferii nepravidelných galaxií,
v nejjasnější části trpasličí galaxie .

Vznik hvězd je samoregulační proces: po vzniku hmotných hvězd a jejich krátkém životě dochází k sérii silných vzplanutí, které kondenzují a zahřívají plyn. Zhutnění na jednu stranu urychlí stlačování poměrně hustých mraků uvnitř komplexu, na druhou stranu ale ohřátý plyn začne opouštět oblast vzniku hvězd a čím více se zahřeje, tím rychleji odchází.

Nejhmotnější hvězdy žijí relativně krátce – několik milionů let. Skutečnost, že takové hvězdy existují, znamená, že procesy vzniku hvězd neskončily před miliardami let, ale probíhají v současné době.

Hvězdy, jejichž hmotnost je mnohonásobně větší než hmotnost Slunce , mají po většinu svého života obrovské rozměry, vysokou svítivost a teplotu . Kvůli své vysoké teplotě mají namodralou barvu , a proto se jim říká modří veleobri . Takové hvězdy zahříváním okolního mezihvězdného plynu vedou ke vzniku plynových mlhovin . Během svého poměrně krátkého života se hmotné hvězdy nestihnou přesunout na značnou vzdálenost od místa svého vzniku, takže jasné plynné mlhoviny a modré veleobry lze považovat za indikátory těch oblastí Galaxie, kde nedávno došlo nebo probíhá formování hvězd. stále probíhá.

Mladé hvězdy nejsou ve vesmíru rozmístěny náhodně. Jsou rozsáhlé oblasti, kde nejsou vůbec pozorovány, a oblasti, kde jsou poměrně početné. Většina modrých veleobrů je pozorována v oblasti Mléčné dráhy , tedy v blízkosti roviny Galaxie, kde je koncentrace plynu a prachu mezihvězdné hmoty obzvláště vysoká.

Ale i v blízkosti roviny Galaxie jsou mladé hvězdy rozmístěny nerovnoměrně. Téměř nikdy se nepotkají sami. Nejčastěji tyto hvězdy tvoří otevřené hvězdokupy a vzácnější velké hvězdné skupiny, nazývané hvězdné asociace , které čítají desítky a někdy i stovky modrých veleobrů. Nejmladší z hvězdokup a asociací jsou mladší než 10 milionů let. Téměř ve všech případech jsou tyto mladé formace pozorovány v oblastech se zvýšenou hustotou mezihvězdného plynu. To naznačuje, že proces tvorby hvězd je spojen s mezihvězdným plynem.

Příkladem hvězdotvorné oblasti je obří plynový komplex v souhvězdí Orion. Zabírá téměř celou oblast tohoto souhvězdí na obloze a zahrnuje velké množství neutrálního a molekulárního plynu , prachu a řadu jasných plynných mlhovin. Vznik hvězd v něm pokračuje i v současnosti.

Základní informace

K zahájení procesu tvorby hvězd z mezihvězdných plynových a prachových mlhovin v galaxiích je nutná přítomnost hmoty ve vesmíru, která je z toho či onoho důvodu ve stavu gravitační nestability [32] . Jako spouštěč mohou sloužit například exploze supernov typu Ib\c a II blízko oblaku , blízkost hmotných hvězd s intenzivní radiací a přítomnost vnějších magnetických polí, jako je magnetické pole Mléčné dráhy . Proces tvorby hvězd v podstatě probíhá v oblacích ionizovaného vodíku nebo v oblastech H II . V závislosti na typu galaxie dochází k intenzivní tvorbě hvězd buď v náhodně rozmístěných oblastech nebo v oblastech uspořádaných do spirálních struktur galaxií [33] . Vznik hvězd má charakter „místních světlic“. Doba „vzplanutí“ je krátká, řádově několik milionů let, měřítko až stovky parseků [30] .

Složení oblastí mezihvězdného plynu , ze kterých hvězdy vznikly, určuje jejich chemické složení, což umožňuje datovat vznik konkrétní hvězdy nebo jej připisovat určitému typu hvězdných populací . Starší hvězdy vznikaly v oblastech , které byly prakticky bez těžkých prvků , a tedy bez těchto prvků ve své atmosféře , jak bylo určeno ze spektrálních pozorování . Počáteční chemické složení hvězdy ovlivňuje kromě spektrálních charakteristik její další vývoj a například i teplotu a barvu fotosféry .

Počet hvězd konkrétní populace určuje rychlost tvorby hvězd v určité oblasti za dlouhou dobu. Celková hmotnost vznikajících hvězd za jeden rok se nazývá rychlost tvorby hvězd (SFR, Star Formation Rate).

Proces vzniku hvězd je jedním z hlavních předmětů studia oboru astrofyzika . Z hlediska vývoje vesmíru je důležité znát historii rychlosti vzniku hvězd . Podle moderních údajů se nyní v Mléčné dráze tvoří převážně hvězdy o hmotnosti 1 - 10 M ☉ .

Základní procesy

Mezi základní procesy vzniku hvězd patří vznik gravitační nestability v oblaku, vznik akrečního disku a nástup termonukleárních reakcí ve hvězdě. Posledně jmenovanému se také někdy říká zrození hvězdy . Nástup termonukleárních reakcí zpravidla zastavuje růst hmoty formujícího se nebeského tělesa a přispívá ke vzniku nových hvězd v jeho okolí (viz např. Plejády , Heliosféra ).

Vznik hvězd

Na rozdíl od termínu Star Formation , termín Star Formation označuje fyzikální proces vzniku konkrétních hvězd z plynných a prachových mlhovin .

Vznik a vývoj galaxií

Vznik galaxií je výskytem velkých gravitačně vázaných nahromadění hmoty , ke kterému došlo v dávné minulosti vesmíru . Začalo to kondenzací neutrálního plynu, počínaje koncem temného středověku [24] . Uspokojivá teorie vzniku a vývoje galaxií zatím neexistuje. Existuje několik vzájemně si konkurujících teorií k vysvětlení tohoto jevu, ale každá má vážné problémy.

Jak ukazují data na pozadí pozadí, v okamžiku oddělení záření od hmoty byl Vesmír vlastně homogenní, fluktuace hmoty byly extrémně malé a to je značný problém. Druhým problémem je buněčná struktura superkup galaxií a zároveň kulovitá struktura menších kup. Jakákoli teorie pokoušející se vysvětlit původ rozsáhlé struktury vesmíru musí nutně vyřešit tyto dva problémy (stejně jako správně modelovat morfologii galaxií).

Moderní teorie vzniku rozsáhlé struktury, ale i jednotlivých galaxií, se nazývá „hierarchická teorie“. Podstata teorie se scvrkává na následující: zpočátku byly galaxie malé velikosti (asi jako Magellanův mrak ), ale postupem času se spojují a vytvářejí stále větší a větší galaxie.

V poslední době byla platnost teorie zpochybňována a nemalou měrou k tomu přispělo zmenšování . V teoretických studiích je však tato teorie dominantní. Nejvýraznějším příkladem takového výzkumu je Millennium simulation (Millenium run) [34] .

Hierarchická teorie

Podle prvního po objevení se prvních hvězd ve Vesmíru začal proces gravitačního sjednocování hvězd do kup a dále do galaxií. Nedávno byla tato teorie zpochybněna. Moderní dalekohledy jsou schopny „dívat se“ tak daleko, že vidí objekty, které existovaly přibližně 400 tisíc let po velkém třesku . Bylo zjištěno, že 400 milionů let po velkém třesku již existovaly formované galaxie. Předpokládá se, že mezi objevením prvních hvězd a výše uvedeným obdobím vývoje vesmíru uplynulo příliš málo času a galaxie by se nestihly zformovat.

Obecná ustanovení

Jakákoli teorie, tak či onak, předpokládá, že všechny moderní formace, od hvězd po superkupy, byly vytvořeny jako výsledek kolapsu počátečních poruch. Klasickým případem je Jeansova nestabilita , která považuje za ideální tekutinu, která vytváří gravitační potenciál v souladu s Newtonovým gravitačním zákonem. V tomto případě z rovnic hydrodynamiky a potenciálu vyplývá, že velikost perturbace, při které kolaps začíná, je [35] :

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

kde us je rychlost zvuku v prostředí, G je gravitační konstanta a ρ je hustota nenarušeného prostředí. Podobnou úvahu lze provést na pozadí rozpínajícího se vesmíru. Pro usnadnění v tomto případě zvažte velikost relativní fluktuace . Potom budou mít klasické rovnice následující tvar [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 .

Tato soustava rovnic má pouze jedno řešení, které s časem narůstá. Toto je rovnice pro kolísání podélné hustoty:

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

Z něj zejména vyplývá, že kolísání přesně stejné velikosti jako ve statickém případě je nestabilní. A poruchy rostou lineárně nebo slábnou v závislosti na vývoji Hubbleova parametru a hustotě energie.

Jeansův model adekvátně popisuje kolaps poruch v nerelativistickém médiu, pokud je jejich velikost mnohem menší než aktuální horizont událostí (včetně temné hmoty během stadia ovládaného zářením). Pro opačné případy je nutné uvažovat přesné relativistické rovnice. Tenzor energie a hybnosti ideální tekutiny s přihlédnutím k odchylkám malé hustoty

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

je zachována kovariantně, z čehož plynou hydrodynamické rovnice zobecněné pro relativistický případ. Spolu s rovnicemi GR představují původní soustavu rovnic, které určují vývoj fluktuací v kosmologii na pozadí Friedmanova řešení [35] .

Inflační teorie

Další běžná verze je následující. Jak víte, ve vakuu neustále dochází ke kvantovým fluktuacím . Došlo k nim také na samém počátku existence Vesmíru, kdy probíhal proces inflační expanze Vesmíru, expanze nadsvětelnou rychlostí. To znamená, že samotné kvantové fluktuace se také rozšířily a do velikostí možná 10 10 12krát větších, než byla ta původní. Ty z nich, které existovaly v době konce inflace, zůstaly „nafouknuté“ a ukázaly se tak jako první gravitující nehomogenity ve Vesmíru. Ukazuje se, že hmota měla asi 400 milionů let na gravitační kontrakci kolem těchto nehomogenit a tvorbu plynných mlhovin . A pak začal proces vzniku hvězd a přeměny mlhovin v galaxie.

Protogalaxie

Protogalaxy ( "prvotní galaxie" ; anglicky protogalaxy, primeval galaxy ): ve fyzikální kosmologii oblak mezihvězdného plynu ve stádiu přeměny na galaxii . Předpokládá se, že rychlost tvorby hvězd během tohoto období galaktického vývoje určuje spirální nebo eliptický tvar budoucího hvězdného systému (pomalejší formování hvězd z místních shluků mezihvězdného plynu obvykle vede ke vzniku spirální galaxie). Termín "protogalaxie" se používá hlavně k popisu raných fází vývoje vesmíru v rámci teorie velkého třesku .

Prozkoumávání

Teleskop Webb bude schopen říci, kdy a kde začala reionizace vesmíru a co ji způsobilo [36] .

Age of Matter

Počínaje 800 miliony let po velkém třesku [22] . Asi před 2,7 miliardami let skončila reionizace primordiálního helia [37] . Vznik mezihvězdného oblaku, který dal vzniknout Sluneční soustavě. Vznik Země a dalších planet naší sluneční soustavy, tuhnutí hornin.

Vznik planet

Stále není jasné, jaké procesy probíhají při formování planet a které z nich dominují. Shrneme-li pozorovací data, můžeme pouze konstatovat, že [38] :

Vznikají ještě před rozptylem protoplanetárního disku .
Při tvorbě hraje významnou roli akrece .
Obohacení těžkými chemickými prvky pochází z planetesimál .

Výchozím bodem všech diskusí o cestě vzniku planety je tedy plynový a prachový (protoplanetární) disk kolem vznikající hvězdy. Existují dva typy scénářů, jak z toho planety vznikly [39] :

Dominantní je v tuto chvíli akreční. Předpokládá formace z prvotních planetosimálů.
Druhý se domnívá, že planety vznikly z počátečních „shluků“, které se následně zhroutily.

Vznik planety se definitivně zastaví, když se v mladé hvězdě zažehnou jaderné reakce a ta rozptýlí protoplanetární disk vlivem tlaku slunečního větru, Poynting-Robertsonova jevu a dalších [40] .

Akreční scénář

Nejprve se z prachu vytvoří první planetozimály. Existují dvě hypotézy, jak se to stane:

Jeden tvrdí, že rostou díky párové srážce velmi malých těles.
Druhým je, že planetozimály vznikají při gravitačním kolapsu ve střední části protoplanetárního plynového a prachového disku.

Jak rostou, vznikají dominantní planetosimaly, ze kterých se později stanou protoplanety. Výpočet temp jejich růstu je značně různorodý. Jsou však založeny na Safronovově rovnici:

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

kde R je velikost tělesa, a je poloměr jeho oběžné dráhy, M * je hmotnost hvězdy, Σ p je povrchová hustota planetosimální oblasti a F G je tzv. fokusační parametr, který je klíč v této rovnici; pro různé situace se určuje odlišně. Taková tělesa mohou růst ne donekonečna, ale přesně do okamžiku, kdy jsou v jejich blízkosti malé planetozimály, pak se hraniční hmota (tzv. izolační hmota) ukáže jako:

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

Za typických podmínek se pohybuje od 0,01 do 0,1 M ⊕ - to je již protoplaneta. Další vývoj protoplanety může sledovat následující scénáře, z nichž jeden vede ke vzniku planet s pevným povrchem, druhý k plynným obrům.

V prvním případě tělesa s izolovanou hmotou tak či onak zvyšují excentricitu a jejich dráhy se protínají. V průběhu série absorpcí menších protoplanet vznikají planety podobné Zemi.

Obří planeta může vzniknout, pokud kolem protoplanety zůstane hodně plynu z protoplanetárního disku. Poté začíná akrece hrát roli vedoucího procesu dalšího přírůstku hmoty. Kompletní systém rovnic popisující tento proces:

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

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

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

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

Význam zapsaných rovnic je následující (1) — předpokládá se sférická symetrie a homogenita protoplanety, (2) předpokládá se, že dochází k hydrostatické rovnováze, (3) k zahřívání dochází při srážce s planetosimály a dochází pouze k ochlazování vlivem radiace. (4) jsou stavové rovnice plynu.

Růst jádra budoucí obří planety pokračuje až do M~10 ⊕ . Kolem této fáze je narušena hydrostatická rovnováha. Od té chvíle veškerý narůstající plyn tvoří atmosféru obří planety.

Obtíže akrečního scénáře

První obtíže vznikají v mechanismech vzniku planetosimálů. Společným problémem pro obě hypotézy je problém „metrové bariéry“: jakékoli těleso v plynném disku postupně zmenšuje poloměr své oběžné dráhy a v určité vzdálenosti prostě shoří. Pro tělesa o velikosti řádově jeden metr je rychlost takového driftu nejvyšší a charakteristická doba je mnohem kratší, než je nutné, aby planetosimal výrazně zvětšil svou velikost [39] .

Navíc v hypotéze sloučení se metrové planetozimály srazí s větší pravděpodobností, že se zhroutí na četné malé části, než aby vytvořily jediné těleso.

Pro hypotézu o vzniku planetosám během fragmentace disku byla klasickým problémem turbulence. Jeho možné řešení a zároveň problém metrové bariéry se však podařilo získat v posledních pracích. Jestliže v prvních pokusech o řešení byla hlavním problémem turbulence, pak v novém přístupu tento problém jako takový neexistuje. Turbulence může seskupovat husté pevné částice a spolu s nestabilitou proudění je možný vznik gravitačně vázané hvězdokupy, a to za dobu mnohem kratší, než je doba, za kterou se metr dlouhé planetosimály snesou ke hvězdě.

Druhým problémem je samotný mechanismus růstu hmoty:

Pozorovanou distribuci velikosti v pásu asteroidů nelze v tomto scénáři reprodukovat [39] . S největší pravděpodobností jsou počáteční rozměry hustých objektů 10–100 km. To ale znamená, že průměrná rychlost planetosimálů se snižuje, což znamená, že se snižuje rychlost tvorby jader. A pro obří planety se to stává problémem: jádro se nestihne zformovat, než se protoplanetární disk rozptýlí.
Doba růstu hmoty je srovnatelná s rozsahem některých dynamických efektů, které mohou ovlivnit rychlost růstu. V současné době však není možné provést spolehlivé výpočty: jedna planeta o hmotnosti blízko Země musí obsahovat alespoň 10 8 planetosimalů.

Scénář gravitačního kolapsu

Stejně jako u každého samogravitujícího objektu se může v protoplanetárním disku vyvinout nestabilita. Tuto možnost poprvé zvažoval Toomre v roce 1981. Ukázalo se, že disk se začne rozpadat na samostatné prstence, pokud

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

kde c s je rychlost zvuku v protoplanetárním disku, k je epicyklická frekvence.

Dnes se parametr Q nazývá „parametr Tumre“ a scénář samotný se nazývá nestabilita Tumre. Doba, za kterou je disk zničen, je srovnatelná s dobou chlazení disku a počítá se podobně jako Helmholtzův čas pro hvězdu.

Obtíže ve scénáři gravitačního kolapsu

Vyžaduje supermasivní protoplanetární disk.

Původ života

Vznik života neboli abiogeneze je proces přeměny neživé přírody v živoucí .

V užším slova smyslu se abiogenezí rozumí tvorba organických sloučenin běžných u volně žijících živočichů mimo tělo bez účasti enzymů .

Vznik a vývoj sluneční soustavy

Podle moderních koncepcí začal vznik sluneční soustavy asi před 4,6 miliardami let gravitačním kolapsem malé části obřího mezihvězdného molekulárního mračna . Většina hmoty skončila v gravitačním centru kolapsu, po kterém následoval vznik hvězdy – Slunce . Látka, která nespadla do středu, vytvořila kolem ní rotující protoplanetární disk , ze kterého následně vznikly planety , jejich satelity , asteroidy a další malá tělesa sluneční soustavy .

Vznik sluneční soustavy

Hypotézu vzniku sluneční soustavy z oblaku plynu a prachu – mlhovinovou hypotézu – původně navrhli v 18. století Emmanuel Swedenborg , Immanuel Kant a Pierre-Simon Laplace . V budoucnu se jeho vývoj odehrával za účasti mnoha vědních oborů, včetně astronomie , fyziky , geologie a planetologie . S příchodem kosmického věku v 50. letech 20. století a také s objevem planet mimo sluneční soustavu ( exoplanety ) v 90. letech 20. století prošel tento model několika testy a vylepšeními, aby vysvětlil nová data a pozorování.

Podle aktuálně přijímané hypotézy začal vznik sluneční soustavy asi před 4,6 miliardami let gravitačním kolapsem malé části obřího mezihvězdného oblaku plynu a prachu . Obecně lze tento proces popsat takto:

Spouštěcím mechanismem gravitačního kolapsu bylo malé (spontánní) zhutnění hmoty oblaku plynu a prachu (jehož možnými příčinami mohla být jak přirozená dynamika oblaku, tak i průchod rázové vlny z výbuchu supernovy hmota oblaku atd.), která se stala těžištěm přitažlivosti pro okolní hmotu – těžištěm kolapsu. Oblak již obsahoval nejen prvotní vodík a helium , ale také četné těžké prvky ( kovovitost ), které zbyly z hvězd předchozích generací. Kromě toho měl hroutící se mrak určitý počáteční moment hybnosti .
V procesu gravitační komprese se velikost oblaku plynu a prachu zmenšila a díky zákonu zachování momentu hybnosti se zvýšila rychlost rotace oblaku. Vlivem rotace se lišily rychlosti stlačení oblaků rovnoběžných a kolmých na osu rotace, což vedlo ke zploštění oblaku a vytvoření charakteristického disku.
V důsledku stlačování se zvyšovala hustota a intenzita vzájemných srážek částic hmoty, v důsledku čehož teplota hmoty při stlačování plynule rostla. Centrální oblasti disku byly zahřívány nejsilněji.
Po dosažení teploty několika tisíc kelvinů začala centrální oblast disku zářit - vznikla protohvězda . Mračná hmota nadále padala na protohvězdu a zvyšovala tlak a teplotu ve středu. Vnější oblasti disku zůstaly relativně chladné. Kvůli hydrodynamickým nestabilitám se v nich začala vyvíjet samostatná těsnění, která se stala lokálními gravitačními centry pro vznik planet z hmoty protoplanetárního disku.
Když teplota ve středu protohvězdy dosáhla milionů kelvinů, začala v centrální oblasti termonukleární reakce spalování vodíku. Protostar se vyvinul v obyčejnou hvězdu hlavní posloupnosti . Ve vnější oblasti disku vytvořily velké kupy planety obíhající kolem centrální hvězdy přibližně ve stejné rovině a ve stejném směru.

Následný vývoj

Dříve se věřilo, že všechny planety vznikly přibližně na drahách, kde jsou nyní, ale na konci 20. a začátku 21. století se tento úhel pohledu radikálně změnil. Nyní se věří, že na úsvitu své existence vypadala sluneční soustava úplně jinak, než jak vypadá nyní. Podle moderních představ byla vnější sluneční soustava co do velikosti mnohem kompaktnější než nyní, Kuiperův pás byl mnohem blíže Slunci a ve vnitřní sluneční soustavě se kromě nebeských těles, která přežila dodnes, tam byly jiné objekty ne menší než Merkur ve velikosti .

Planety podobné Zemi

Na konci planetární epochy obývalo vnitřní sluneční soustavu 50-100 protoplanet o velikosti od měsíční po marťanskou [41] [42] . Další růst velikosti nebeských těles byl způsoben srážkami a slučováním těchto protoplanet mezi sebou. Takže například v důsledku jedné z kolizí Merkur ztratil většinu svého pláště [43] , zatímco v důsledku jiné se zrodil pozemský satelit Měsíc . Tato fáze srážek pokračovala asi 100 milionů let, dokud nezůstala na oběžné dráze 4 nyní známá masivní nebeská tělesa [44] .

Jedním z nevyřešených problémů tohoto modelu je skutečnost, že nedokáže vysvětlit, jak počáteční dráhy protoplanetárních objektů, které musely mít vysokou excentricitu, aby se navzájem srazily, mohly v důsledku způsobit stabilní a téměř kruhové oběžné dráhy zbývajících čtyř planet [41] . Podle jedné hypotézy vznikly tyto planety v době, kdy se v meziplanetárním prostoru ještě nacházelo značné množství plynného a prachového materiálu, který vlivem tření snižoval energii planet a jejich oběžné dráhy byly hladší [42] . Tentýž plyn však měl zabránit výskytu velkého prodloužení na původních drahách protoplanet [44] . Další hypotéza naznačuje, že ke korekci drah vnitřních planet nedošlo v důsledku interakce s plynem, ale v důsledku interakce se zbývajícími menšími tělesy systému. Když velká tělesa procházela mračnem malých objektů, byly tyto gravitačním vlivem vtaženy do oblastí s vyšší hustotou a vytvořily tak „gravitační hřebeny“ na dráze velkých planet. Zvyšující se gravitační vliv těchto „hřebenů“ podle této hypotézy způsobil, že planety zpomalily a vstoupily na kulatější oběžnou dráhu [45] .

Pás asteroidů

Vnější hranice vnitřní sluneční soustavy se nachází mezi 2 a 4 AU. e. od Slunce a představuje pás asteroidů . Zpočátku pás asteroidů obsahoval dostatek hmoty k vytvoření 2-3 planet o velikosti Země. Tato oblast obsahovala velké množství planetosimálů , které se slepily a vytvořily stále větší objekty. V důsledku těchto sloučení vzniklo v pásu asteroidů asi 20-30 protoplanet o velikostech od lunárního po marťanský [46] . Avšak od doby, kdy se planeta Jupiter zformovala v relativní blízkosti pásu , se vývoj této oblasti ubíral jinou cestou [41] . Výkonné orbitální rezonance s Jupiterem a Saturnem a také gravitační interakce s hmotnějšími protoplanetami v této oblasti zničily již vytvořené planetozimály. Když se planetosimaly dostaly do oblasti rezonance, když míjely kolem obří planety, získaly další zrychlení, narážely do sousedních nebeských těles a byly rozdrceny místo hladkého sloučení [47] .

Jak Jupiter migroval do středu systému, výsledné poruchy byly stále výraznější [48] . V důsledku těchto rezonancí planetozimály změnily excentricitu a sklon svých drah a byly dokonce vymrštěny z pásu asteroidů [46] [49] . Některé z masivních protoplanet byly také vyvrženy z pásu asteroidů Jupiterem, zatímco jiné protoplanety pravděpodobně migrovaly do vnitřní sluneční soustavy, kde hrály konečnou roli při zvyšování hmotnosti několika zbývajících pozemských planet [46] [50] [ 51] . Během tohoto období vyčerpání způsobil vliv obřích planet a masivních protoplanet „ztenčení“ pásu asteroidů na pouhé 1 % hmotnosti Země, což byly především malé planetozimály [49] . Tato hodnota je však 10-20krát větší než současná hodnota hmotnosti pásu asteroidů, která je nyní 1/2000 hmotnosti Země [52] . Předpokládá se, že druhé období vyčerpání, které přivedlo hmotnost pásu asteroidů na současné hodnoty, začalo, když Jupiter a Saturn vstoupily do orbitální rezonance 2:1.

Je pravděpodobné, že období obřích kolizí v historii vnitřní sluneční soustavy hrálo důležitou roli při získávání zásob vody Země (~6⋅10 21 kg). Faktem je, že voda je příliš těkavá látka na to, aby se přirozeně vyskytovala při formování Země. S největší pravděpodobností byl na Zemi přivezen z vnějších, chladnějších oblastí sluneční soustavy [53] . Možná to byly protoplanety a planetozimály vyvržené Jupiterem mimo pás asteroidů, které přivedly vodu na Zemi [50] . Dalšími kandidáty na roli hlavních doručovatelů vody jsou také komety hlavního pásu asteroidů, objevené v roce 2006 [53] [54] , zatímco komety z Kuiperova pásu a dalších odlehlých oblastí údajně přinesly ne více než 6 % vody. k Zemi [55] [56] .

Planetární migrace

Podle mlhovinové hypotézy jsou dvě vnější planety sluneční soustavy na „špatném“ místě. Uran a Neptun , „ledoví obři“ sluneční soustavy, se nacházejí v oblasti, kde snížená hustota materiálu mlhoviny a dlouhé oběžné doby způsobily, že vznik takových planet byl velmi nepravděpodobný. Předpokládá se, že tyto dvě planety původně vznikly na oběžných drahách poblíž Jupiteru a Saturnu, kde bylo mnohem více stavebního materiálu, a teprve po stovkách milionů let migrovaly na své moderní pozice [57] .

Planetární migrace je schopna vysvětlit existenci a vlastnosti vnějších oblastí sluneční soustavy [58] . Sluneční soustava za Neptunem obsahuje Kuiperův pás , Rozptýlený disk a Oortův oblak , což jsou otevřené shluky malých ledových těles, která dávají vznik většině komet pozorovaných ve Sluneční soustavě [59] . Nyní se Kuiperův pás nachází ve vzdálenosti 30-55 AU. e. od Slunce začíná rozptýlený disk ve vzdálenosti 100 AU. e. od Slunce a Oortův oblak je 50 000 a.u. e. z centrálního svítidla. V minulosti byl však Kuiperův pás mnohem hustší a blíže Slunci. Jeho vnější okraj byl přibližně 30 AU. od Slunce, zatímco jeho vnitřní okraj se nacházel přímo za drahami Uranu a Neptunu, které byly zase blíže Slunci (přibližně 15-20 AU) a navíc byly umístěny v opačném pořadí: Uran byl dále od Slunce než Neptun [58] .

Po vzniku sluneční soustavy se oběžné dráhy všech obřích planet nadále pomalu měnily pod vlivem interakcí s velkým množstvím zbývajících planetosimalů. Po 500-600 milionech let (před 4 miliardami let) vstoupily Jupiter a Saturn do orbitální rezonance 2:1; Saturn udělal jednu otáčku kolem Slunce přesně za čas, za který Jupiter udělal dvě otáčky [58] . Tato rezonance vytvořila gravitační tlak na vnější planety, což způsobilo, že Neptun unikl z oběžné dráhy Uranu a narazil do starověkého Kuiperova pásu. Ze stejného důvodu začaly planety vrhat ledové planetozimály, které je obklopovaly, do nitra sluneční soustavy, zatímco samy se začaly vzdalovat. Tento proces pokračoval podobným způsobem: pod vlivem rezonance byly planetozimály vrženy do nitra soustavy každou další planetou, kterou na své cestě potkaly, a oběžné dráhy samotných planet se stále více vzdalovaly [58] . Tento proces pokračoval, dokud planetosimaly nevstoupily do zóny přímého vlivu Jupitera, načež je obrovská gravitace této planety poslala na vysoce eliptické dráhy nebo je dokonce vyhodila ze sluneční soustavy. Tato práce zase mírně posunula Jupiterovu dráhu dovnitř [~ 1] . Objekty vyvržené Jupiterem na vysoce eliptické dráhy vytvořily Oortův oblak a tělesa vyvržená migrujícím Neptunem vytvořila moderní Kuiperův pás a rozptýlený disk [58] . Tento scénář vysvětluje, proč mají rozptýlený disk a Kuiperův pás nízkou hmotnost. Některé z vyvržených objektů, včetně Pluta, nakonec vstoupily do gravitační rezonance s oběžnou dráhou Neptunu [60] . Postupným třením o rozptýlený disk byly oběžné dráhy Neptunu a Uranu opět hladké [58] [61] .

Předpokládá se, že na rozdíl od vnějších planet vnitřní těla systému neprošla významnými migracemi, protože po období obřích srážek zůstaly jejich oběžné dráhy stabilní [44] .

Pozdní těžké bombardování

Gravitační rozpad starověkého pásu asteroidů pravděpodobně odstartoval období těžkého bombardování asi před 4 miliardami let, 500-600 milionů let po zformování sluneční soustavy. Toto období trvalo několik set milionů let a jeho důsledky jsou dodnes patrné na povrchu geologicky neaktivních těles sluneční soustavy, jako je Měsíc nebo Merkur, v podobě četných impaktních kráterů. A nejstarší důkazy o životě na Zemi pocházejí z doby před 3,8 miliardami let, téměř bezprostředně po skončení období pozdního těžkého bombardování.

Obří srážky jsou normální (i když poslední dobou vzácnou) součástí vývoje sluneční soustavy. Důkazem toho je srážka komety Shoemaker-Levy s Jupiterem v roce 1994, pád nebeského tělesa na Jupiter v roce 2009 a meteoritový kráter v Arizoně. To naznačuje, že proces akrece ve sluneční soustavě ještě není dokončen, a proto představuje nebezpečí pro život na Zemi.

Vznik satelitů

Přirozené satelity se vytvořily kolem většiny planet sluneční soustavy a také mnoha dalších těles. Existují tři hlavní mechanismy jejich vzniku:

formace z cirkuplanetárního disku (v případě plynných obrů)
vznik z úlomků srážky (v případě dostatečně velké srážky pod malým úhlem)
zachycení létajícího předmětu

Jupiter a Saturn mají mnoho satelitů, jako je Io , Europa , Ganymed a Titan , které se pravděpodobně vytvořily z disků kolem těchto obřích planet stejným způsobem, jakým se tyto planety samy vytvořily z disku kolem mladého Slunce. Tomu nasvědčuje jejich velká velikost a blízkost k planetě. Tyto vlastnosti jsou pro satelity získané zachycením nemožné a plynná struktura planet znemožňuje hypotézu o vzniku měsíců srážkou planety s jiným tělesem.

Historie Země

Historie Země popisuje nejdůležitější události a hlavní etapy vývoje planety Země od okamžiku jejího vzniku až po současnost. [62] [63] Téměř každé odvětví přírodních věd přispělo k pochopení hlavních událostí v minulosti Země. Stáří Země je asi třetina stáří vesmíru . Během této doby došlo k obrovskému množství biologických a geologických změn.

Země vznikla asi před 4,54 miliardami let akrecí ze sluneční mlhoviny . Sopečné odplynění vytvořilo prvotní atmosféru, ale neobsahovalo téměř žádný kyslík a bylo by toxické pro lidi a moderní život obecně. Většina Země byla roztavena kvůli aktivnímu vulkanismu a častým srážkám s jinými vesmírnými tělesy. Předpokládá se, že jeden z těchto hlavních dopadů naklonil zemskou osu a vytvořil Měsíc . Postupem času takové kosmické bombardování ustalo, což umožnilo planetě vychladnout a vytvořit pevnou kůru . Voda dodaná na planetu kometami a asteroidy kondenzovala do mraků a oceánů. Země se konečně stala pohostinnou pro život a její nejstarší formy obohacovaly atmosféru kyslíkem . Přinejmenším první miliardu let byl život na Zemi malý a mikroskopický. Asi před 580 miliony let vznikl složitý mnohobuněčný život a v kambriu zažil proces rychlé diverzifikace do většiny hlavních kmenů. Asi před šesti miliony let se mezi homininy objevila skupina homininů , ve které vznikli šimpanzi ( nejbližší moderní příbuzní) a lidé

Od jeho vzniku na naší planetě neustále probíhají biologické a geologické změny. Organismy se neustále vyvíjejí , nabývají nových forem nebo umírají v reakci na neustále se měnící planetu. Proces deskové tektoniky hraje důležitou roli při utváření zemských oceánů a kontinentů a života, který ukrývají. Biosféra má zase významný dopad na atmosféru a další abiotické podmínky na planetě, jako je tvorba ozonové vrstvy , šíření kyslíku a tvorba půdy. Ačkoli to lidé nejsou schopni vnímat kvůli jejich relativně krátké době života, tyto změny probíhají a budou pokračovat po několik dalších miliard let.

Archaea

Archean eon , archaean ( starořecky ἀρχαῖος - "starověký") - jeden ze čtyř eonů historie Země, pokrývající dobu před 4,0 až 2,5 miliardami let [64] .

Termín „archean“ navrhl v roce 1872 americký geolog James Dana [65] .

Archaean je rozdělen do čtyř období (od nejnovější po nejstarší):

V této době ještě Země neměla kyslíkovou atmosféru, ale objevily se první anaerobní organismy , které vytvořily mnoho současných minerálních ložisek: síru, grafit , železo a nikl.

V raném archeanu představovala atmosféra a hydrosféra zjevně směs páry a plynu, která celou planetu obalila silnou a silnou vrstvou. Jeho propustnost pro sluneční světlo byla velmi slabá, takže na povrchu Země vládla tma. Plyno-párový obal se skládal z vodní páry a určitého množství kyselého kouře. Vyznačoval se vysokou chemickou aktivitou, v důsledku čehož aktivně ovlivňoval čedičový povrch Země. Horská krajina, stejně jako hluboké deprese na Zemi, chyběly. V Archaeanu se obálka páry a plynu rozlišila na atmosféru a hydrosféru. Archejský oceán byl mělký a jeho vody byly silným a velmi kyselým solným roztokem [66] .

Proterozoikum

Proterozoický eon, Proterozoikum ( řecky πρότερος - „první“, „starší“, řecky ζωή - „život“) je geologický eon pokrývající dobu od 2500 do 541,0 ± 1,0 milionu let [64] . Nahrazena archaea .

Proterozoický eon je nejdelší v historii Země.

Paleozoikum

Paleozoická éra („éra starověkého života“) byla první a nejdelší érou fanerozoika, která trvala před 541 až 252 miliony let [64] . V paleozoiku se objevilo mnoho moderních skupin živých bytostí. Život kolonizoval Zemi, nejprve rostliny , pak zvířata . Život se obvykle vyvíjel pomalu. Občas však došlo k náhlému výskytu nových druhů nebo k hromadnému vymírání. Tyto výbuchy evoluce jsou často vyvolány neočekávanými změnami v životním prostředí v důsledku přírodních katastrof, jako je vulkanická činnost, dopady meteoritů nebo změna klimatu.

Kontinenty, které vznikly po rozpadu kontinentů Pannotia a Rodinia na konci proterozoika, se v průběhu prvohor pomalu opět spojují. To by nakonec vedlo k fázím budování hor a vytvořilo superkontinent Pangea na konci paleozoika.

druhohory

Mezozoikum („střední život“) trvalo od 252 milionů do 66,0 milionů let [64] . Dělí se na období triasu , jury a křídy . Éra začala událostí vymírání z období permu a triasu , největšího hromadného vymírání ve fosilních záznamech, kdy 95 % druhů na Zemi vyhynulo, [67] a skončila událostí vymírání v období křídy a paleogénu , která vyhladila dinosaury . Permsko-triasové vymírání mohlo být způsobeno kombinací erupce Sibiřských pastí , dopadu asteroidu, zplyňování hydrátu metanu , kolísání hladiny moře a dramatického poklesu oceánského kyslíku. Život přežil a asi před 230 miliony let se dinosauři oddělili od svých předků. [68] Triasově-jurská událost vymírání 200 mil. dinosaury obešla [69] [64] a brzy se stali dominantní skupinou mezi obratlovci. A přestože se v tomto období objevili první savci, šlo pravděpodobně o malá a primitivní zvířata připomínající rejsky [70] :169 .

Kolem roku 180 Ma se Pangea rozpadla na Laurasii a Gondwanu . Archeopteryx , jeden z prvních známých ptáků , žil asi před 150 miliony let (ačkoli hranice mezi ptáky a neptačími dinosaury je nejasná) [71] . Nejčasnější důkazy o vzniku kvetoucích (angiospermů) rostlin pocházejí z období křídy, asi o 20 milionů let později (před 132 miliony let) [72] . Soutěžení s ptáky dohnalo mnoho pterosaurů k vyhynutí; Dinosauři byli pravděpodobně již na ústupu, když se před 66 miliony let srazil 10 km asteroid se Zemí poblíž poloostrova Yucatán a vytvořil kráter Chicxulub . Při této srážce se do atmosféry uvolnilo obrovské množství částic a plynů , což blokovalo přístup slunečního světla a bránilo fotosyntéze . Většina velkých zvířat, včetně dinosaurů, stejně jako mořských amonitů a belemnitů , vyhynula [73] , což znamenalo konec období křídy a druhohor.

kenozoikum

Cenozoická éra začala před 66,0 miliony let a dělí se na paleogén, neogén a kvartér [64] . Savci a ptáci, kteří přežili událost vymírání křídy a paleogénu, která vyhladila dinosaury a mnoho dalších forem života, se vyvinuli v moderní druhy.

Vývoj savců

Savci existovali od pozdního triasu, ale až do zániku křídy a paleogénu zůstali malí a primitivní. Během kenozoika savci rychle zvýšili diverzitu a zaplnili výklenky , které zanechali dinosauři a další vyhynulá zvířata. Stali se dominantními obratlovci a objevilo se mnoho moderních druhů. Kvůli vyhynutí mnoha mořských plazů začali v oceánech žít někteří savci, jako jsou kytovci a ploutvonožci . Z jiných se staly kočkovité šelmy a psovité šelmy , rychlí a obratní suchozemští predátoři. Suché globální klima během Cenozoic vedlo k expanzi pastvin a zavedení kopytnatých savců, jako jsou koně a bovids . Jiní savci se přizpůsobili životu na stromech a stali se primáty , z nichž jedna linie by vedla k moderním lidem.

Evoluce člověka

Malý africký lidoop, který žil asi před 6 miliony let, byl posledním zvířetem, mezi jehož potomky patřili jak moderní lidé, tak jejich nejbližší příbuzní, šimpanz . [70] :100–101 Pouze dvě větve jejího rodokmenu mají přeživší potomky. Krátce po rozdělení se z dosud nejasných důvodů u opic z jedné větve vyvinula schopnost chůze po zadních končetinách. [70] :95–99 Velikost mozku se rychle zvětšila a první zvířata klasifikovaná jako Homo se objevila asi před 2 miliony let . [74] :300 Samozřejmě, že hranice mezi různými druhy a dokonce i rody je poněkud libovolná, protože organismy se v průběhu generací neustále mění. Přibližně ve stejnou dobu se další větev rozdělila na rodové šimpanze a rodové bonoby , což ukazuje, že evoluce pokračuje současně ve všech formách života. [70] :100–101

Schopnost ovládat oheň se pravděpodobně objevila u Homo erectus (nebo Homo erectus ) nejméně před 790 tisíci lety, [75] ale možná před 1,5 miliony let. [70] :67 K objevu a použití řízeného ohně mohlo dojít ještě před Homo erectus. Je možné, že oheň začali používat v raném svrchním paleolitu ( olduvská kultura ) hominidy Homo habilis , nebo dokonce Australopithecus , jako Paranthropus . [76]

Je obtížnější určit původ jazyka . Není jasné, zda Homo erectus mohl mluvit, nebo zda taková možnost před příchodem Homo sapiens chyběla . [70] :67 Jak se zvětšovala velikost mozku, děti se rodily dříve – zatímco jejich hlavy byly ještě dostatečně malé, aby se vešly přes pánev . Díky tomu vykazují větší plasticitu, a proto mají zvýšenou schopnost učení a vyžadují delší dobu závislosti na rodičích. Sociální dovednosti se staly složitějšími, jazyk se stal vytříbenějším, nástroje se staly propracovanějšími. To vedlo k další spolupráci a intelektuálnímu rozvoji. [77] :7 Předpokládá se, že moderní lidé ( Homo sapiens ) se objevili asi před 200 000 lety nebo dříve v Africe; nejstarší zkameněliny pocházejí asi ze 160 tisíc let. [78]

První lidé, kteří vykazovali známky spirituality, byli neandrtálci (obecně klasifikovaní jako samostatný druh bez přeživších potomků). Pohřbívali své mrtvé, často bez důkazů o jídle nebo nářadí. [79] :17 Důkazy složitějších přesvědčení, jako jsou rané kromaňonské jeskynní malby (možná magického nebo náboženského významu) [79] :17–19 , se však neobjevují před rokem 32 tisíciletí př. Kr. E. [80] Kromaňonci také zanechali kamenné figurky, jako je Willendorfská Venuše , také pravděpodobně reprezentující náboženské přesvědčení. [79] :17–19 Před 11 000 lety dosáhl Homo sapiens jižního cípu Jižní Ameriky, posledního z neobydlených kontinentů (kromě Antarktidy, která zůstala neobjevena až do roku 1820). [81] Používání nástrojů a komunikace se stále zlepšuje a mezilidské vztahy se staly složitějšími.

Studium historie

Stav glasmatu byl prakticky získán (životnost glasmatu je několik yokto sekund [82] ), předpokládá se, že ve vývoji Vesmíru předcházelo kvark-gluonovému plazmatu , které existovalo v prvních miliontinách sekundu bezprostředně po velkém třesku [83] . Studium kvark-gluonového plazmatu může pomoci při studiu historie vesmíru [84] .

Webbův dalekohled má primární cíle: odhalit světlo prvních hvězd a galaxií vzniklých po Velkém třesku, studovat vznik a vývoj galaxií , hvězd , planetárních systémů a původu života . Také bude schopen vyprávět o tom, kdy a kde začala reionizace vesmíru a co ji způsobilo [36] .

Studium rané historie vesmíru je úkolem dvou dalekohledů s velkým průměrem, které budou umístěny v poušti Atacama v Chile [85] .

V roce 2019 bylo oznámeno potvrzení mechanismu Kibble-Zhurek kvantovým počítačem , mechanismus vysvětluje některé otázky o zrodu vesmíru a výskytu nehomogenit v něm [86] .

Historie vývoje představ o vesmíru

Od raných dob člověk přemýšlel o struktuře světa kolem sebe jako celku. A v každé kultuře to bylo chápáno a prezentováno jinak. Takže v Babylonu byl život na Zemi úzce spojen s pohybem hvězd a v Číně byly myšlenky harmonie přeneseny do celého vesmíru.

Vývoj těchto myšlenek v různých částech světa probíhal odlišně. Ale pokud ve Starém světě nashromážděné znalosti a myšlenky jako celek nikam nezmizely, pouze se přenesly z jedné civilizace do druhé, pak totéž nelze říci o Novém světě . Důvodem je kolonizace Ameriky Evropany , která zničila mnoho památek starověkých kultur .

Během středověku myšlenka světa jako jediného celku neprošla významnými změnami. A jsou pro to dva důvody. Prvním je silný tlak ortodoxních teologů , který je charakteristický jak pro katolickou Evropu, tak pro islámský svět. Druhý je dědictvím minulosti, kdy byly představy o světě vystavěny z určitých filozofických konceptů. Bylo nutné si uvědomit, že astronomie je součástí fyziky.

První významný posun k moderním představám o vesmíru učinil Koperník . Druhý největší příspěvek přišel od Keplera a Newtona . Ale skutečně revoluční změny v našem chápání vesmíru probíhají až ve 20. století . Již na začátku někteří vědci věřili, že Mléčná dráha je celý vesmír.

Viz také

Komentáře

↑ Důvod, proč se Saturn, Uran a Neptun pohybovaly směrem ven, zatímco Jupiter se pohyboval dovnitř, je ten, že Jupiter je dostatečně hmotný, aby vyvrhl planetosimaly ze sluneční soustavy, zatímco tyto tři planety nikoli. Aby Jupiter vyhodil planetu ze systému, předá jí část své orbitální energie, a tím se přiblíží ke Slunci. Když Saturn, Uran a Neptun vymrští planetosimaly ven, tyto objekty se dostanou na vysoce eliptické, ale stále uzavřené oběžné dráhy, a tak se mohou vrátit na rušivé planety a nahradit jejich ztracenou energii. Pokud tyto planety vrhnou planetozimály do systému, pak to zvýší jejich energii a způsobí, že se vzdálí od Slunce. A co je důležitější, objekt vhozený dovnitř těmito planetami má vyšší šanci, že bude zachycen Jupiterem a poté bude vyhozen ze systému, což trvale fixuje přebytečnou energii přijatou vnějšími planetami, když byl tento objekt „vyvržen“.

Poznámky

↑ D.S. Gorbunov, V.A. Rubakov. Vesmír v minulosti. // Úvod do teorie raného vesmíru: Teorie horkého velkého třesku. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-382-00657-4 .
↑ Kosmologie . Staženo 24. prosince 2018. Archivováno z originálu 24. prosince 2018. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 I.Ya. Arefieva. Holografický popis kvark-gluonového plazmatu vzniklého při srážkách těžkých iontů // Uspekhi Fizicheskikh Nauk . - Ruská akademie věd , 2014. - S. 572 . Archivováno z originálu 28. srpna 2013. (Ruština)
↑ Edward W. Kolb; Michael S. Turner Raný vesmír . - Základní knihy , 1994. - S. 447. - ISBN 978-0-201-62674-2 .
↑ Jarošík, N., et.al. (WMAP Collaboration). Sedmiletá pozorování Wilkinsonovy mikrovlnné anizotropní sondy (WMAP): mapy oblohy, systematické chyby a základní výsledky (PDF). nasa.gov. Získáno 4. prosince 2010. Archivováno z originálu 16. srpna 2012. (neurčitý) (z dokumentu WMAP společnosti NASA archivované 30. listopadu 2010. stránka)
↑ Planck Collaboration. Výsledky Planck 2013. XVI. Kosmologické parametry . - arXiv : 1303.5076 .
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Obecná astrofyzika . - Fryazino: Věk 2, 2006. - S. 421 -432. — 496 s. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ Wollack, Edward J. Kosmologie: Studium vesmíru . Vesmír 101: Teorie velkého třesku . NASA (10. prosince 2010). Získáno 27. dubna 2011. Archivováno z originálu 30. května 2012. (neurčitý)
↑ Nemusí být nutně homogenní a izotropní , jako ve Friedmanově řešení .
↑ Hawking SW, Výskyt singularit v kosmologii, III. Kauzalita a singularity, Proc. Royi. soc. Londýn, A300, 187-201 (1967).
↑ 1 2 Grib A. A., Mamaev S. G., Mostepanenko V. M. Kapitola 10. VLIV VAKUOVÝCH KVANTOVÝCH EFEKTŮ NA EVOLUCI KOSMOLOGICKÝCH MODELŮ // Kvantové efekty vakua v silných polích. - 2. — M .: Energoatomizdat, 1988. — 288 s. — ISBN 5283039552 .
↑ 1 2 I. M. Kapitonov. Úvod do jaderné a částicové fyziky. - Moskva: URSS, 2002. - S. 251-259. — 384 s. - 1700 výtisků. — ISBN 5-354-00058-0 .
↑ M. V. Sazhin. Moderní kosmologie v populárním podání. - Moskva: URSS, 2002. - S. 144. - 240 s. - 2500 výtisků. — ISBN 5-354-00012-2 .
↑ Nadprzewodnictwo Archivováno 3. září 2014.
↑ Na začátku . archive.ncsa.uiuc.edu . Získáno 29. prosince 2017. Archivováno z originálu 31. května 2009. (neurčitý)
↑ Hooman Davoudiasl, David E. Morrissey, Kris Sigurdson a Sean Tulin. Sjednocený původ pro baryonickou viditelnou hmotu a antibaryonickou temnou hmotu // Phys . Rev. Lett. . - 2010. - Sv. 105 . — S. 211304 .
↑ David Voss. Faktor X // Fyzika . - 2010. Archivováno 4. ledna 2011.
↑ Novinky o velkém hadronovém urychlovači: Nová data Higgsova bosonu ATLAS: Intriky zůstávají . old.elementy.ru _ Staženo: 29. prosince 2017. (neurčitý)
↑ V oceánu plazmy Alexey Levin "Populární mechanika" č. 5, 2010
↑ 1 2 Hvězdy jsou mladší: 'Reionizace' je novější, než se předpokládalo . phys.org . Datum přístupu: 29. prosince 2017. Archivováno z originálu 6. února 2015. (neurčitý)
↑ S. B. Popov. ANC of the Day Astronomický vědecký snímek dne . Galaxie v zóně soumraku . Astronet (22. října 2010). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 29. listopadu 2013. (neurčitý)
↑ 1 2 3 N.T. Ashimbaev. Byl objeven nejvzdálenější kvasar . Astronet (5. července 2011). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 5. března 2012. (neurčitý)
↑ Gorbunov D.S., Rubakov V.A. Skalární poruchy: výsledky pro jednosložková média. // Úvod do teorie raného vesmíru: Kosmologické poruchy. inflační teorie. - Moskva: LKI, 2008. - 552 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 N.T. Ashimbaev. Nejvzdálenější, nejžádanější . Astronet (7. května 2009). Datum přístupu: 29. ledna 2014. Archivováno z originálu 14. března 2012. (neurčitý)
↑ Sergej Popov, Maxim Borisov. Jak se vesmír rozšířil v roce 2010 . Galaxie: aktivní a méně aktivní . Elementy.ru , "Trinity option" (18. ledna 2011). Datum přístupu: 3. února 2014. Archivováno z originálu 3. února 2014. (neurčitý)
↑ Ellis, Richard Hledání prvního světla v raném vesmíru . Získáno 21. ledna 2007. Archivováno z originálu 12. prosince 2001. (neurčitý)
↑ Typ tmavé hmoty a podrobná ionizační bilance . Datum přístupu: 1. února 2014. Archivováno z originálu 1. února 2014. (neurčitý)
↑ Astronomové objevili nejvzdálenější a nejstarší galaxie . Membrána (11. července 2007). Datum přístupu: 4. února 2014. Archivováno z originálu 16. dubna 2012. (neurčitý)
↑ 1 2 A. V. Zasov, K. A. Postnov. Galaxie a kupy galaxií // Obecná astrofyzika . - Fryazino: Century 2, 2006. - S. 356 -359. — ISBN 5-85099-169-7 .
↑ 1 2 A. V. Zasovb K. A. Postnov Obecná astrofyzika str. 356
↑ 1 2 Yu. A. Nasimovič. Hvězdy / Jak se rodí hvězdy (nepřístupný odkaz) . Astronet . Získáno 18. července 2013. Archivováno z originálu 17. prosince 2011. (neurčitý)
↑ Hvězdná formace Archivováno 25. listopadu 2010. , Astronet
↑ Ten druhý se odehrává v Mléčné dráze, což je spirální galaxie .
↑ Gibson CH, Schild RE Evoluce protogalaxických klastrů do jejich současné podoby: teorie a pozorování . — Journal of Cosmology, 2010.
↑ 1 2 3 D.S. Gorbunov, V.A. Rubokov. Jeansova nestabilita v newtonské teorii gravitace // Úvod do teorie raného vesmíru: Kosmologické poruchy. inflační teorie. - Moskva: Krasnad, 2010. - 568 s. - ISBN 978-5-396-00046-9 .
↑ 1 2 Webb Science: The End of the Dark Ages: First Light and Reionization . NASA . Získáno 18. března 2013. Archivováno z originálu 21. března 2013. (neurčitý)
↑ Astronomové zaznamenali druhou éru oteplování vesmíru . Membrána . Datum přístupu: 4. února 2014. Archivováno z originálu 2. ledna 2014. (neurčitý)
↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Obří planety . - 10. 12. 2009. Archivováno z originálu 28. června 2018.
↑ 1 2 3 Mordasini, Christoph; Klahr, Hubert; Alibert, Yann; Benz, Willy; Dittkrist, Kai-Martin. Teorie vzniku planet // arXiv:1012.5281 [astro-ph]. - 2010. - 23. prosince. Archivováno z originálu 21. listopadu 2017.
↑ Dutkevitch, Diane Evoluce prachu v terestriální planetě Oblast Cirkumstellárních disků kolem mladých hvězd . Ph. D. práce, University of Massachusetts Amherst (1995). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 25. listopadu 2007. (neurčitý) ( Záznam Astrophysics Data System Archivováno 3. listopadu 2013 na Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (anglicky) // Icarus : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 153 . - str. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . Archivováno z originálu 21. února 2007.
↑ 1 2 Junko Kominami, Shigeru Ida. The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets (anglicky) // Icarus : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 157 , č.p. 1 . - str. 43-56 . - doi : 10.1006/icar.2001.6811 .
↑ Sean C. Solomon. Merkur : tajemná nejvnitřnější planeta // Earth and Planetary Science Letters : deník. - 2003. - Sv. 216 . - str. 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. - Květen ( roč. 298 , č. 5 ). - str. 50-59 . - doi : 10.1038/scientificamerican0508-50 . — PMID 18444325 . Archivováno z originálu 19. listopadu 2008.
↑ Peter Goldreich , Yoram Lithwick, Re'em Sari. Poslední fáze formování planety // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - 10. října ( roč. 614 ). - str. 497 . - doi : 10.1086/423612 .
↑ 1 2 3 William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorný a kol. Propojení historie srážek hlavního pásu asteroidů s jeho dynamickou excitací a vyčerpáním (anglicky) // Icarus : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 179 . - str. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . Archivováno z originálu 11. května 2008.
↑ R. Edgar, P. Artymowicz. Pumpování planetesimálního disku rychle migrující planetou // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti : časopis . - Oxford University Press , 2004. - Sv. 354 . - str. 769-772 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . Archivováno z originálu 30. května 2008.
↑ ERD Scott (2006). „Omezení týkající se věku a mechanismu formování Jupitera a životnosti mlhoviny z Chondritů a asteroidů“ . Sborník 37. výroční konference o lunárních a planetárních vědách . League City, Texas: Lunární a planetární společnost. Archivováno z originálu dne 2013-01-19 . Získáno 2007-04-16 .
↑ 1 2 David O'Brien, Alessandro Morbidelli, William F. Bottke. Prvotní excitace a čištění pásu asteroidů – Revisited (anglicky) // Icarus : journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 191 . - str. 434-452 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 . Archivováno z originálu 10. září 2008.
↑ 1 2 Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine. Simulace konečného sestavení planet podobných Zemi 2 ve vysokém rozlišení: dodávka vody a obyvatelnost planet (anglicky) // Astrobiology : journal. - 2007. - Sv. 7 , č. 1 . - str. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . — PMID 17407404 .
↑ Susan Watanabe. Záhady sluneční mlhoviny . NASA (20. července 2001). Získáno 2. dubna 2007. Archivováno z originálu 24. ledna 2012. (neurčitý)
↑ Georgij A. Krasinskij, Elena V. Pitjeva, MV Vasiljev, EI Yagudina. Hidden Mass in the Asteroid Belt (anglicky) // Icarus . - Elsevier , 2002. - Červenec ( roč. 158 , č. 1 ). - str. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
↑ 1 2 Henry H. Hsieh, David Jewitt . Populace komet v hlavním pásu asteroidů // Věda . - 2006. - 23. března ( roč. 312 , č. 5773 ). - str. 561-563 . - doi : 10.1126/science.1125150 . — PMID 16556801 . Archivováno z originálu 4. prosince 2008.
↑ Francis Reddy. Nová třída komet na pozemském dvorku . astronomy.com (2006). Získáno 29. dubna 2008. Archivováno z originálu 8. června 2012. (neurčitý)
↑ 1 2 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Původ kataklyzmatického období pozdního těžkého bombardování terestrických planet (anglicky) // Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - str. 466 . - doi : 10.1038/nature03676 . — PMID 15917802 . Archivováno z originálu 25. května 2011.
↑ A. Morbidelli, J. Chambers, JI Lunine, JM Petit, F. Robert, G. B. Valsecchi, K. E. Cyr. Zdrojové oblasti a časové osy pro dodávku vody na Zemi // Meteoritika a planetární věda : deník. - 2000. - Sv. 35 . — S. 1309 . — ISSN 1086–9379 .
↑ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison. Vznik Uranu a Neptunu mezi Jupiterem a Saturnem // Astronomický časopis . - 2002. - Sv. 123 . — S. 2862 . - doi : 10.1086/339975 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven a kol. Původ struktury Kuiperova pásu během dynamické nestability na drahách Uranu a Neptunu (anglicky) // Icarus : journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 196 . — S. 258 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 .
↑ Alessandro Morbidelli. Vznik a dynamický vývoj komet a jejich zásobníků (PDF). arxiv (3. února 2008). Získáno 26. května 2007. Archivováno z originálu dne 19. března 2015. (neurčitý)
↑ R. Malhotra. Původ oběžné dráhy Pluta: Důsledky pro sluneční soustavu za Neptunem // Astronomický časopis . - 1995. - Sv. 110 . - str. 420 . - doi : 10.1086/117532 .
↑ M. J. Fogg, R. P. Nelson. O formování terestrických planet v systémech horkých Jupiterů (anglicky) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2007. - Sv. 461 . — S. 1195 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066171 .
↑ Stanley, 2005
↑ Gradstein, Ogg, Smith, 2004 .
↑ 1 2 3 4 5 6 Mezinárodní chronostratigrafická tabulka v2021/07 . Mezinárodní komise pro stratigrafii. Archivováno z originálu 14. srpna 2021.
↑ Vědecká elektronická knihovna . www.rae.ru _ Datum přístupu: 29. prosince 2017. Archivováno z originálu 6. ledna 2011. (neurčitý)
↑ Prekambrická etapa geologické historie (nepřístupný odkaz) . worldcam.ru _ Datum přístupu: 29. prosince 2017. Archivováno z originálu 2. ledna 2014. (neurčitý)
↑ Den, kdy Země téměř zemřela . Horizont . BBC (2002). Získáno 9. dubna 2006. Archivováno z originálu 8. srpna 2012. (neurčitý)
↑ " Nová krev ". Auth. BBC. Procházka s dinosaury . 1999. Archivováno z originálu dne 2009-01-01. Archivováno 12. prosince 2005 na Wayback Machine
↑ Hromadná vymírání: vymírání pozdního triasu . BBC. Získáno 9. dubna 2006. Archivováno z originálu 13. srpna 2006. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 6 Dawkins, 2004
↑ Archaeopteryx : raný pták . Kalifornská univerzita, Berkeley, Muzeum paleontologie (1996). Získáno 9. dubna 2006. Archivováno z originálu 8. srpna 2012. (neurčitý)
↑ Soltis, Pam; Doug Soltis a Christine Edwards. Krytosemenné rostliny . Projekt Strom života (2005). Získáno 9. dubna 2006. Archivováno z originálu 8. srpna 2012. (neurčitý)
↑ Chaisson, Eric J. Recent Fossils (odkaz není k dispozici) . Kosmický vývoj . Tufts University (2005). Získáno 9. dubna 2006. Archivováno z originálu 22. července 2007. (neurčitý)
↑ Fortey, Richard Landwards, Humanity // Život: Přírodní historie prvních čtyř miliard let životana Zemi . — 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 a Ella Werker. Evidence of Hominin Control of Fire at Gesher Benot Ya'aqov, Israel (anglicky) // Science : journal. - 2004. - 30. dubna ( roč. 304 , č. 5671 ). - str. 725-727 . - doi : 10.1126/science.1095443 . - . — PMID 15118160 . Archivováno z originálu 26. října 2012. (abstraktní)
↑ McClellan. Věda a technika ve světových dějinách: Úvod (anglicky) . — Baltimore, Maryland: JHU Press, 2006. - ISBN 0-8018-8360-1 . Strany 8–12 Archivováno 6. února 2020 na Wayback Machine
↑ McNeill, 1999
↑ Gibbons, Ann. Nejstarší členové Homo sapiens objeveni v Africe (anglicky) // Science : journal. - 2003. - Sv. 300 , č. 5626 . - S. 1641 . - doi : 10.1126/science.300.5626.1641 . — PMID 12805512 . Archivováno z originálu 24. září 2015. (abstraktní)
↑ 1 2 3 Hopfe, Lewis M. Charakteristika základních náboženství // Náboženství světa . — 4. - New York: MacMillan Publishing Company, 1987. - S. 17 , 17-19. — ISBN 0-02-356930-1 .
↑ Chauvetova jeskyně . Metropolitní muzeum umění. Získáno 11. dubna 2006. Archivováno z originálu 8. srpna 2012. (neurčitý)
↑ Lidská revoluce // Atlas světových dějin / Patrick K. O'Brien. - stručný. — New York: Oxford University Press , 2003. — S. 16 . — ISBN 0-19-521921-X .
↑ Igor Ivanov. Jak rozdělili okamžik . Elementy.ru (29. června 2009). Získáno 29. listopadu 2012. Archivováno z originálu 8. prosince 2012. (neurčitý)
↑ Novinky NEWSru.com :: Na Velkém hadronovém urychlovači mohl být získán nový typ hmoty . Archivováno z originálu 21. dubna 2014. (neurčitý)
↑ Teplejší než Slunce. Lenta.Ru (28. června 2012). Datum přístupu: 26. ledna 2014. Archivováno z originálu 4. ledna 2014. (neurčitý)
↑ Dalekohled pomůže vědcům dostat se na počátek času (31.03.2018) Archivováno 2. dubna 2018.
↑ Kvantový počítač Michaila Lukina vyřešil první vážný problém . Získáno 30. dubna 2019. Archivováno z originálu dne 30. dubna 2019. (neurčitý)

Literatura

Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott. Velký třesk! Kompletní historie vesmíru = Bang! Kompletní historie vesmíru. - " Niola-Press ", 2007. - S. 192. - 6600 výtisků. - ISBN 978-5-366-00182-3 , 978-1-84442-552-5.
Levchenko I. V. Mnoho tváří vesmíru // Objevy a hypotézy, TOV "Intellect Media". - 9. (67.) září 2007. - 4.-7
Levchenko I. V. O souboru vesmírů // Objevy a hypotézy, TOV "Intellect Media". - 3. (49.) března 2006. - 16.-18
Baryonová asymetrie vesmíru - článek encyklopedie fyziky
Vybrané práce z paleoekologie a fyocenogenetiky - V.V.Žerikhin - Moskva, KMK Asociace vědeckých publikací, 2003 - ISBN 5-87317-138-6 - Pp. 58-63.
Dinosauři: Ilustrovaná encyklopedie - Tim Haynes, Paul Chambers - Moskva, Rosman, 2008 - ISBN 978-5-353-02642-6 - Pp. 10-15, s. 52-57, s. 146-151.
Velký atlas dinosaurů - Susanna Davidson, Stephanie Terenbull, Rachel Firth - Moskva, Rosman, 2004 - ISBN 5-353-01605-X - Pp. 30-31.
Světová encyklopedie dinosaurů - Dougal Dixon - Moskva, Eksmo, 2009 - ISBN 978-5-699-22144-8 - Pp. 10-11.
Velká encyklopedie dinosaurů - Paul Barret a Jose Luis Sanz, umělec Raul Martin - Moskva, ONYX 21. století, 2003 - ISBN 5-329-00819-0 - Pp. 180-185.
Živá minulost Země - M. V. Ivakhnenko, V. A. Korabelnikov - Moskva, Osvícení, 1987, - Pp. 13-28.
Dinosauři: Ilustrovaná encyklopedie - Dougal Dixon - Moskva, Moskevský klub, 1994 - ISBN 5-7642-0019-9 - Pp. 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 " Generování Měsíce a některých dalších nebeských těles v důsledku výbuchu v nitru planet (odkaz není k dispozici) " INTERNATIONAL JOURNAL OF GEOLOGY Vydání 2, sv. 1, 2007
Alexey Levin " Krásná Selena " " Populární mechanika " č. 5, 2008
Hal Hellman. Velké konfrontace ve vědě. Deset nejnapínavějších sporů – kapitola 6. Lord Kelvin vs. geologové a biologové: Věk Země = Velké spory ve vědě: Deset nejživějších sporů všech dob. - M . : "Dialektika" , 2007. - S. 320. - ISBN 0-471-35066-4 .
Celý den, Jonathane. Kvarky, leptony a velký třesk. - Institute of Physics Publishing , 2001. - ISBN 978-0750308069 .
Levchenko I. V. Mnoho tváří vesmíru // Objevy a hypotézy, TOV "Intellect Media". - 9. (67.) září 2007. - 4.-7
Levchenko I. V. O souboru vesmírů // Objevy a hypotézy, TOV "Intellect Media". - 3. (49.) března 2006. - 16.-18
Richard Dawkins . The Ancestor's Tale : A Pilgrimage to Dawn of Life (anglicky) . — Boston: Houghton Mifflin Company, 2004. - ISBN 978-0-618-00583-3 .
Gradstein, FM; Ogg, James George; Smith, Alan Gilbert, ed. A Geological Time Scale 2004. - Cambridge University Press , 2004. - ISBN 978-0-521-78673-7 .
Gradstein, Felix M.; Ogg, James G.; van Kranendonk, Martin. Na geologickém časovém měřítku 2008 . — International Commission on Stratigraphy, 2008. Archivováno 28. října 2012 na Wayback Machine
Lunine, JI Země: vývoj obyvatelného světa . - Spojené království: Cambridge University Press , 1999. - ISBN 978-0-521-64423-5 .
McNeill, Willam H. Světová historie . — 4. - New York: Oxford University Press , 1999. - ISBN 978-0-19-511615-1 .
Stanley, Steven M. Historie zemského systému . — 2. - New York: Freeman, 2005. - ISBN 978-0-7167-3907-4 .

Odkazy

Historie vesmíru . Sputnik (19. června 2011). Staženo: 21. listopadu 2012. (neurčitý)
Historie vesmíru . Staženo: 24. prosince 2018. (neurčitý)
"Astronomie. století XXI". Kapitola z knihy Vladimir Surdin (editor-překladač) Historie našeho vesmíru (M. Sazhin, O. Sazhina)
Historie vesmíru: Hvězdy s extrémním nedostatkem kovů. — Vyhlášení přednášky v roce 2012
Cyklus populárních přednášek o astronomii "Hvězdy a galaxie". L. I. Mashonkina „Historie vesmíru: hvězdy s nadměrným nedostatkem kovu“ – 14. května 2012
Zapomenutý rival velkého třesku Alexey Levin Populární mechanika č. 5, 2006
tajemný vesmír
Vesmír před horkou scénou
raný vesmír
CMB záření
raný vesmír
Tomilin K. A. Základní fyzikální konstanty v historických a metodologických aspektech. Moskva: Fizmatlit, 2006, 368 s. (djvu)
Únik galaxie vysvětlený prací sesterského vesmíru archivovaného // Membrane, 2009
Výbuchy hvězd odhalily temnou minulost energie vesmíru archivované // Membrane, 2006
CERN otevírá vesmír částic archivováno // Membrane, 2010
Jak bylo objeveno rozpínání vesmíru: vesmír // Popular Mechanics, červen 2012
Temná historie: atraktivní důkazy // Popular Mechanics, 23.08.2006
Kosmologie za bilion let: Věda nemožného // Populární mechanika, červenec 2011
Look Beyond the Horizon: The Universe // Popular Mechanics, říjen 2012
Trilion let před velkým třeskem: co se stalo před trilionem let // Popular Mechanics, červen 2010
Telegraph: vědci brzy odpoví na otázku, proč vesmír existuje // Noviny. Ru, 9. března 2012
Hodnoty doporučených parametrů WMAP (downlink) . Sputnik (2011). Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 18. ledna 2012. (neurčitý)
Andrew Linde. Překlad přednášky "Inflace, kvantová kosmologie a antropický princip" . Astronet . Staženo: 21. listopadu 2012. (neurčitý) (originál (anglicky))
NASA, Evropská vesmírná agentura. „Stavba galaxií v raném vesmíru“ . Astronet . Staženo: 21. listopadu 2012. (neurčitý)
Svět přírody . - Archean eon. Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 19. srpna 2012. (neurčitý)
Geologická encyklopedie . - katarcheo. Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 12. května 2012. (neurčitý)
Vendian biosféra (nepřístupný odkaz) . www.vend.paleo.ru — Místo Laboratoře prekambrických organismů, PIN RAS. Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 21. listopadu 2012. (neurčitý)
Ya E. Malakhovskaya, A. Yu Ivantsov. Vendští obyvatelé země . Archangelsk: vend.paleo.ru (2003). - Nakladatelství PIN RAS: 48 s. Datum přístupu: 21. listopadu 2012. (neurčitý)
Institut planetárních věd . psi.edu. — stránka o teorii obří srážky. Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 8. června 2011.
Jihozápadní výzkumný ústav . Staženo: 21. listopadu 2012.
Počítačové modelování stvoření měsíce . — stránka o vzhledu Měsíce. Získáno 21. listopadu 2012. Archivováno z originálu 23. října 2010.
Jihozápadní výzkumný ústav . - zpráva o teorii vzniku Charona v důsledku srážky. Staženo: 21. listopadu 2012.
Oficiální stránky Mezinárodní astronomické unie (anglicky) . Staženo: 21. listopadu 2012.
Fotožurnál NASA . Staženo: 21. listopadu 2012.
NASA Planet Quest - Exoplanet Exploration . Staženo: 21. listopadu 2012.
Ilustrované srovnání velikostí planet mezi sebou navzájem a Slunce s jinými hvězdami (anglicky) . Staženo: 21. listopadu 2012.
Hodnocení planetárních kritérií a možných planetárních klasifikačních schémat . — Sternova a Levinsonova stránka. Staženo: 21. listopadu 2012.
Objevy planetární vědy . Staženo: 21. listopadu 2012.
Protostars: Kde, jak a jaké hvězdy se tvoří . Astronet . - kniha V. G. Surdina a S. A. Lamzina; hypertextová verze na webu Astronet. Staženo 21. listopadu 2012. (neurčitý)
Historie sluneční soustavy // ORION STARS LIBRARY
"Jasnější než tisíc galaxií" (populární článek) // " Around the World ", říjen 2004
Velké tajemství života // Cesta kolem světa, č. 3 (2774) březen 2005
Lauren Graham Kapitola III. Problém vzniku života // Přírodní věda, filozofie a věda o lidském chování v Sovětském svazu
A. S. Spirin . Biosyntéza proteinů, svět RNA a vznik života - článek akademika, ředitele Ústavu proteinů RAS, člena prezidia RAS.
K. Yu. Eskov Historie Země a života na ní
- * Původ života: abiogeneze a panspermie. Hypercyklus. Geochemický přístup k problému (odkaz nedostupný od 02-01-2014 [3217 dní]) z knihy "Úžasná paleontologie: Historie Země a života na ní"
Markov A.V. Kapitola 1. Původ života // Zrození složitosti. CORPUS, Astrel, 2010.
Zacharov V. B. Obecná biologie. Stupeň 10. - M., 2006.
Černavskij, Dmitrij Sergejevič . Problém vzniku života a myšlení z pohledu moderní fyziky // Uspekhi fizicheskikh nauk. T. 170. 2000. č. 2. S. 157-183.
D. Gross přednáška o teorii strun, " Budoucí revoluce ve fundamentální fyzice " .
Hubbleův tým odhaluje obrázek „chybějícího článku“ našeho obrovského vesmíru
Historie vesmíru: od velkého třesku po současnost

Časová osa vesmíru
První tři minuty po velkém třesku	Kosmologická singularita Planckova éra Období Velkého sjednocení Inflační éra ( Reliktní gravitační vlny ) baryogeneze Elektroslabá éra kvarková epocha Hadronová epocha Leptonová epocha ( pozadí reliktních neutrin ) Fotonová epocha
raný vesmír	protonová epocha Rekombinace ( CMB ) Temné věky Reionizace Věk látky
Budoucnost vesmíru	Age of Stars Věk degenerace Éra černých děr Věk věčné temnoty velká mezera Velký stisk Tepelná smrt vesmíru

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické CMB záření Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie