Edukira joan

Unibertso behagarri

Wikipedia, Entziklopedia askea
Unibertso behagarria
Diametroa8.8x1036 m edo 880 Ym (28.5 Gpc or 93 Gly)[1]
Bolumena3.566x1080 m3[2]
Masa (materia arrunta)1.5x1053 kg
Dentsitatea (energia osoarena)9.9x01-27 kg/m3 (metro kubikoko 6 protoiren baliokidea)[3]
Adina13.787 0.020 mila milioi urte[4]
Batez besteko tenperatura2.2725 48 0.000 57 K[5]

Unibertso behagarria unibertsoko bola itxurako eskualde bat da, gaur egun Lurretik edo espazioko teleskopioetatik eta esplorazio-zundetatik ikus daitekeen materia guztia hartzen duena. Unibertso behagarriak barne hartzen duen materia (hots, objektu astronomiko behagarriak) behagarri zaigu objektu horien erradiazio elektromagnetikoak denbora izan duelako Lurrera iristeko hedapen kosmologikoaren hasieratik. Hasieran, beha zitekeen unibertsoan bi mila milioi galaxia egon zitezkeela kalkulatu zen[6][7], nahiz eta kopuru hori ehunka milioi batzuetara murriztu zen 2021ean, New Horizons zundaren datuetan oinarrituta[8][9][10]. Unibertsoa isotropikoa dela jota, beha daitekeen unibertsoaren ertzarekiko distantzia gutxi gorabehera berdina da norabide bakoitzean. Hau da, unibertso behagarria behatzailean zentratutako eskualde esferikoa da. Unibertsoko kokapen bakoitzak bere unibertso behagarria du, Lurrean zentratuta dagoenarekin gainezar daitekeena edo ez.

Behagarri hitzak, kasu honetan, ez dio erreferentzia egiten teknologia modernoak argia edo objektu baten bestelako informazioa detektatzeko duen gaitasunari; argiaren abiadurak berak sortutako muga fisikoari dagokio. Seinaleek ezin dute argia baino bizkorrago bidaiatu; hori dela eta, distantzia maximo bat dago (partikulen horizontea izenekoa), eta distantzia horretatik aurrera ezin da ezer hauteman, seinaleek ez dutelako Lurreraino iristeko denborarik izan. Batzuetan, astrofisikariek unibertso behagarria eta unibertso ikusgarria bereizten dituzte. Bigarren honek birkonbinaziotik igorritako seinaleak baino ez ditu barne hartzen (hidrogeno atomoak sortu zirenetik, protoi eta elektroiak elkartu eta fotoiak igorriz). Unibertso behagarriak, aldiz, barne hartzen ditu hedapen kosmologikoaren hasieratik jaso ditzakegun seinaleen jatorri izan daitezkeen eskualde guztiak.

Unibertso ikusgarriaren erradioa kalkulatzeko mikrouhinen hondo kosmikoko erradiazioa (CMBR) erabili da; gaur egun, erradiazio hori igorri zen partikuletara dagoen eroapen-distantzia, kalkuluen arabera, 14.000 milioi parsec-ekoa da (45.700 milioi argi-urte ingurukoa). Unibertso behagarriaren ertzera doan eroapen-distantzia, aldiz, 14.300 milioi parsec-ekoa da gutxi gorabehera (46.600 milioi argi-urte)[11], unibertso ikusgarria baino %2 handiagoa. Beraz, unibertso behagarriaren erradioa 46.500 milioi argi-urte ingurukoa dela kalkulatzen da[12][13]. Dentsitate kritikoa eta beha daitekeen unibertsoaren diametroa erabiliz, unibertsoko materia arruntaren masa osoa 1,5 × 1053 kg ingurukoa dela kalkula daiteke. 2018ko azaroan, astronomoek jakinarazi zuten atzealdeko argi estragalaktikoaren (EBL) tamaina 4 x 1084 fotoitakoa zela.

Unibertsoaren hedapena azkartzen doan heinean, gaur egun tokiko superkumulutik kanpo dauden objektu guztiek argi gero eta gorriagoa eta ahulagoa igorriko dute. Azkenik, denboran izoztuta geratuko dira Lurraren ikuspuntutik. Adibidez, gaur egungo z gorriranzko lerrakuntza 5etik 10era duten objektuak 4-6 mila milioi urtez egongo dira ikusgai. Gainera, gaur egun garraio-distantzia jakin batetik haratago dauden objektuek igorritako argia ez da inoiz iritsiko Lurrera. Distantzia hori, gaur egun, 19.000 milioi parsec ingurukoa da.

Gorriranzko lerrakuntzaren abiadurak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoaren hedapenaren historiari buruzko analisi anitzek unibertsoaren tamainaren hainbat estimazio eskaini dituzte distantzia-unitateetan. Objektu astronomiko sakonen estimazioarentzat, zientzialariek objektu hauek igorritako argiaren gorriranzko lerrakuntzan oinarritzen dira. Alegia, zientzialariek neurtzen dute uhin elektromagnetikoen luzapenaren kuantizazioa zein den unibertsoaren hedapenaren eraginez. Adibdez, detektatu den galaxiarik urrunena 11 faktorearekin ari da urruntzen; beraz, z=11 distantzira dagoela esaten da. "z" objektu astronomikoek igorritako eta detektatutako uhin-luzeraren arteko ezberdintasuna kuantizatzeko erabiltzen den magnitude adimentsionala da. Mikrouhinen hondo kosmikoaren kasuan, behatutako unibertsoaren muga 1089 faktorearekin urruntzen ari da, beraz z=1089 distantziara dago[14].

Unibertsoa vs unibertso behagarria.

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertso behagarria unibertso osoaren zati txiki bat da bakarrik, detekta daitekeena, hain zuzen. Unibertsoaren tamaina ezezaguna da, eta infinitua izan liteke hedaduran.[15]Unibertsoko eskualde batzuk Lurretik edo espazioko tresnetatik urrunegi daudeBig Bang-etik igorritako argia iristeko; beraz,unibertso behagarritik kanpo daude. Etorkizunean, urruneko galaxia-argiak denbora gehiago izango du bidaiatzeko; hortaz,eskualde gehiago behagarri bihurtzea espero liteke. Hala ere, Hubble-ren legea dela eta, Lurretik oso urrun dauden eskualdeak argiaren abiadura baino azkarrago ari dira hedatzen.[note 1] Gainera, energia ilunaren eraginez, unibertsoaren hedapen-abiadura azkartzen ari da.

Etorkizuneko ikusgarritasun-muga

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Energia iluna konstantea bada (konstante kosmologiko aldaezina) eta unibertsoaren hedatze-erritmoa bizkortzen dela suposatuz, bada "etorkizuneko ikusgarritasun-muga" bat, non hortik aurrera objektu astronomikoak ez diren inoiz unibertso behagarrian sartuko, muga horretatik kanpo objektuok igorritako argia ezingo bailitzateke inoiz Lurrera iritsi.

Etorkizuneko ikusgarritasun-muga hori 19.000 milioi parsec-ko (62.000 milioi argi-urte)-distantzia kohigikorrera kalkulatzen da, suposatuz unibertsoak etengabe hedatzen jarraituko duela. Bestela esanda, teoriak esaten du etorkizun infinituan behagarria izango den galaxia-kopurua gaur egun behagarria dena baino 2,36 aldiz handiagoa izango dela bakarrik (gorriranzko lerrakuntzaren ondorioak kontuan hartu gabe).

Gerta daiteke, Hubbleren parametroa denborarekin murrizten denez, Lurretik urruntzen den galaxia baten abiadura argiarena baino zertxobait azkarragoa den kasu berezi batean, igorritako seinalea bai iristea Lurrera.[16][17]

Unibertso behagarriaren ikusmolde artistikoa, eskala logaritmikoan. Erdian, Eguzki Sistema beha daiteke, eta barneko eta kanpoko planetak. Gero, Kuiperren gerrikoa, Oorten hodeia, Alfa Centauri, Perseoren besoa, Esne Bidea, Andromedaren galaxia, hurbileko galaxiak, Sare kosmikoa, Mikrouhinen erradiazio kosmikoa eta, ertzean, Big Bang-aren plasma ikusezina. Zeruko gorputzak handituta agertzen dira beren formak ikusteko.

Ondorioz, printzipioz, etorkizunean galaxia gehiago izango dira behagarriak; alabaina, praktikan, gero eta galaxia gehiago gorrirantz lerratuko dira, abian dagoen hedapenaren ondorioz, eta ikusmenetik desagertu eta ikusezin bihurtu direla emango du.[18][19]

Distantzia kohigikor jakin batean dagoen galaxia bat unibertso behagarriaren barne dagoela esaten da galaxia horren iraganeko edozein seinale Lurrera iritsi ahal bada (esate baterako, Big Bang eta 500 milioi urte ondoren igorritako seinale bat). Hala ere, gerta daiteke galaxiak etorkizunean igorritako seinale bat ez iristea inoiz Lurrera, unibertsoaren hedapena dela eta (adibidez, Big Bang eta 10.000 milioi urte ondoren),[20] nahiz eta unibertso behagarriaren baino distantzia kohigikor txikiagoan jarraitu. Hau erabil daiteke Lurrekiko distantzia aldakor bat duen Gertaeren horizonte kosmiko mota bat definitzeko. Esate baterako, horizonte horretara dagoen distantzia 16.000 milioi argi-urtekoa bada, une honetan gertatzen denaren seinalea Lurrera irits daiteke, baina bakarrik gertaera distantzia hori baino gertuago pasatzen bada.[16]

Gertaeren horizonte kosmiko horren barruan geratzen den espazioari “unibertso eskuragarri” izena jarri zaio. Hau da, gaur Lurretik espazio-ontzi bat irtengo balitz, horizontearen barruan geratzen diren galaxietara irits daiteke, baina urrunago dauden galaxietara ezinezkoa da iristea.[21][22]

Hortaz, etorkizuneko ikusgarritasun-muga, 62 milioi argi-urtekoa dena, gaur egungo ikusgarritasun-mugaren (46 milio argi-urte) eta unibertso eskuragarriaren mugaren (16 milioi argi-urte) gehiketa da.[23][24]

Unibertso behagarriaren muga.

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gaur egun unibertso behagarriaren muga mikrouhinen hondo kosmikoko erradiazioa da, z=1089 gorriranzko lerrakuntzan dagoena. Hortaz, unibertsoa 380 mila urte zituenetik ikus daiteke bakarrik. Neutrinoen hondo kosmikoa edo grabitazio-uhinen hondo estokastikoa detektatuz gero, unibertso behagarriaren muga handituko litzateke z>1010 baino handiagoko gorriranzko lerrakuntzaren distantzietara, alegia, Big Bang-aren ondorengo segundo-frakzio batzuetara.[25][26]

Tamaina

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ageriko tamaina

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ageriko tamaina lehenengo igorpen-iturritik argiak ibilitako distantzian oinarritutako neurria da. Neurri hau 13.700 milioi argi-urteko erradioko esferarena da gutxi gorabehera; izan ere, argiak 13.700 milioi urtez bidaiatu du espazioan zehar, lehen igorpenetik detektatu arte. Tamaina hau Hubble-ren bolumena baino zertxobait txikiagoa da. Neurri hau erlatiboa da; izan ere, iraganetik datorren argian oinarrituta dago. Garai hartako unibertsoa dentsoagoa zen, eta ageriko tamainaren neurriak ez du kontuan hartzen gaur egungo unibertsoaren uniformetasun- eta homogeneotasun-egoera, ezta honen etorkizuneko bilakaera unibertsoaren hedapena dela eta[27].

Hubble Ultra-Deep Field irudia, unibertso behagarriaren eskualde txiki bat irudikatzen duena (lauki gorriaz adierazitako tamainakoa zeruan, Ilargiaren aldean). Puntu bakoitza galaxia bat da, mila milioika izarrez osaturikoa. Galaxia txikienen eta gorriranzko lerrakuntza handiagokoen argia duela 14 mila milioi urte igorri zen.

Benetako tamaina

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertso behagarriaren benetako tamaina ageriko tamainari dagokiona baino handiagoa da. Izan ere, garai batean 13.700 milioi argi-urteko distantziara zeuden objektu astronomikoak gaur egun askoz urrunago daude unibertsoaren hedapenarengatik, eta oraindik behatu daitezke iraganean igorritako argiak heltzen jarraitzen baitu.

Unibertsoaren adinean (1.37x1010 urte) oinarritutako datuaren eta unibertso behagarriaren benetako erradioaren (4.65x1010 argi-urte) zenbatespenaren arteko alderaketa azaltzen duen irudia[28]. Hondo kosmikoko erradiazioa eta urruneko galaxiak behatzean, iraganeko unibertsoa zentimetro kubikoko materia dentsitate handiagoarekin ikusten denez, bi neurriak ez datoz bat.

Distantzia kohigikorra unibertsoaren egungo baldintzak oinarritzat hartuta kalkulatutako distantzia da. Bestela esanda, unibertso behagarriaren elementu sakonenen etorkizuneko hedapena kontuan hartu ondoren, unibertsoak gaur egun duen tamainaren kalkulua.

Distantzia kohigikorraren bitartez unibertso behagarriaren erradioa 46.500 milioi argi-urte ingurukoa dela kalkulatu da, Lurretik norabide guztietan. Hala, unibertso ikusgarria Lurra zentroan daukan eta 93.000 milioi argi-urteko diametroko esfera perfektutzat har daiteke[29].

Kontuan izan behar da iturri askok zifra ugari argitaratu dituztela unibertso ikusgarriaren tamainarako. Unibertsoaren adina 13.700 milioi urtekoa izan arren, Big-Bangaren ondorioz sortutako hedapenaren eraginez, unibertso behagarri urrunena 13.700 milioi argi-urte baino askoz distantzia handiagora dago, nahiz eta argiak distantzia hori baino ez duen ibili[14].

Hubble-ren erradioaren gertaera kosmologikoen horizontetik at dauden galaxiek igorritako argia ezin izango da inoiz detektatu, bai ordea iraganean igorri zutena.

Eskala handiko egitura

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zeruaren behaketek eta erradiazio elektromagnetikoaren uhin-luzera banda desberdinen mapatzeek (bereziki, 21 cm-ko emisioenak) informazio ugari eman dute unibertsoaren edukiaren eta egituraren izaerari buruz. Horrela, unibertsoaren egiturak modu hierarkikoan antolatzen dira, superkumuluen eta filamentuen eskalaraino. Hau baino handiagoak diren eskaletan (30 eta 200 megaparsec artekoak)[30], ordea, badirudi ez dagoela egitura jarraiturik, eta unibertsoak homogeneoa eta isotropoa dirudi, Handiasunaren Amaiera izeneko fenomenoa. [31]

Harresiak, filamentuak, nodoak eta hutsak.

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Egituren antolaketa izarren mailan hasten da, nahiz eta kosmologoentzat interes astrofisiko gutxiko eskala izan hau. Izarrak galaxietan antolatzen dira, eta hauek galaxia-taldeak, galaxia-kumuluak, superkumuluak, harresiak eta filamentuak eratzen dituzte. Egitura hauek hutsune handiz bereizirik daude, eta "sare kosmiko" izenaz ezaguturiko apar itxurako egitura erraldoia osatzen dute. [32] 1989 aurretik,  uste zen galaxia birializatuen (masa birialeko galaxien) kumuluak  existitzen ziren egiturarik handienak zirela, eta unibertsoan zehar norabide guztietan uniformeki banatzen zirela. Hala ere, 1980eko hamarkadaren hasieratik gero eta egitura gehiago aurkitu dira. 1983an, Adrian Websterrek LQG Websterra identifikatu zuen, bost quasar-ez osatutako talde handia. Aurkikuntza hau eskala handiko egitura baten lehen identifikazioa izan zen, eta unibertsoko materiaren taldekatzeari buruzko informazioa zabaltzeko erabilgarria izan da.

Unibertso lokalaren simulazio kosmologiko baten bideoa, galaxia klusterren eta materia ilunaren eskala handiko egiturak erakusten.[33]

1987an, Robert Brent Tully astrofisikariak Pisces–Cetus superkumulu konplexua identifikatu zuen, Esne Bidea kokatzen den galaxia-filamentua. Mila milioi argi-urte inguruko zabalera du filamentu honek. Urte horretan bertan, batez bestekoa baino askoz galaxia-banaketa txikiagoa duen eskualde handi bat aurkitu zen, Hutsune Erraldoia, 1.300 milioi argi-urteko zabalera duena. Gorriranzko lerrakuntzen neurketen datuetan oinarrituta, 1989an Margaret Geller eta John Huchra astronomoek "Harresi Handia" aurkitu zuten, [34] 500 milioi argi-urte baino gehiagoko luzera eta 200 milioi argi-urteko zabalera duen galaxien multzo bat, baina 15 milioi argi-urteko lodiera besterik ez duena. Egitura hau ez zen lehenago aurkitu galaxien kokapena hiru dimentsioetan zehaztea beharrezkoa zelako. Honetarako, galaxien posizioen datuak eta gorriranzko lerrakuntzen behaketak batu behar izan ziren.

Bi urte geroago, Roger G. Clowes eta Luis E. Campusano astronomoek Clowes-Campusano LQG kuasar talde handia aurkitu zuten. Aurkikuntzaren garaian, egitura ezagun handiena zen, bi mila milioi argi-urteko zabalera izanik. 2003ko apirilean, eskala handiko beste egitura bat aurkitu zen, Sloan Harresi Handia. 2007ko abuztuan, superhuts bat aurkitu zen Eridanus konstelazioan, [35] CMBR puntu hotzarekin bat datorrena. Mikrouhinen uhin-luzerako behaketetan, zeruko eskualde hotza da hau, eta antzaz gertagaitza gaur egun onartutako eredu kosmologikoaren arabera. Superhuts horrek puntu hotza eragin lezake baina, horretarako, oso handia izan beharko luke: mila milioi argi-urtekoa, lehen aipatutako Huts Erraldoia bezain handia ia. Eskuragarri ditugun neurketek 500 milioi eta mila milioi argi-urteko tamaina ematen dute, hain zuzen ere.

2dF Galaxy Redshift Survey-ren barneko zatien DTFE berreraiketa.
Lizunean inspiratutako algoritmo batek sortutako sare kosmikoaren mapa

Eskala handiko beste egitura bat SSA22 protokumulua da, 200 milioi argi-urte neurtzen dituen galaxia eta gas burbuila erraldoien bilduma.

2011n, quasar handi bat aurkitu zen, U1.11, 2.500 milioi argi-urte ingurukoa. 2013ko urtarrilaren 11n beste quasar talde handi bat aurkitu zen, Huger-LQG, 4.000 milioi argi-urtearekin orduko egiturarik handiena. [36] 2013ko azaroan, Hercules - Corona Borealis Harresi Handia aurkitu zen, [37][38] aurreko egitura baino bi aldiz handiagoa. Gamma izpien eztandak erabiliz definitu zen. [37][39]

2021ean, Amerikako Astronomia Elkarteak Arku Erraldoiaren aurkikuntza iragarri zuen; ilargierdi itxurako galaxia-kate bat, 3,3 mila milioi argi-urteko tamaina duena, eta Lurretik 9.200 milioi argi-urtera dagoena, Boötes konstelazioan. [40]

Ordenagailu bidez egindako simulazioa, 50 milioi argi-urte baino gehiagoko zabalerako eskualdea erakusten duena. Irudiak eskala handiko egituran argi-iturrien banaketa posible bat erakusten du.

Handitasunaren amaiera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Handitasunaren amaiera (End of Greatness ingelesez) 100Mpc-tan (300 milioi argi-urte inguru) aurkitutako behaketa-eskala da. Distantzia honetan, unibertsoaren eskala handiko egituran ikusitako pikortatzea homogeneo eta isotropo bihurtzen da, Printzipio Kosmologikoarekin bat etorriz.[41] Eskala honetan ez da ikusten erdi-ausazko fraktalitaterik.[42]

Eskala txikiagoetan egindako neurketetan behatutako superklusterren eta filamentuen banaketa ausazkoa da, unibertsoaren itxura leuna agerian utziz. 1990 hamarkadako gorriranzko lerrakuntzaren ikerkuntzak osatu arte, ez zen eskala hori zehatz-mehatz ikusi.[41]

Behaketak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eskala handiko egituraren beste adierazle bat "Lyman-alfa basoa" da: kuasarren argi-espektroetan agertzen den xurgapen-lerroen bilduma bat da, eta galaxiarteko gas orri mehe handien (hidrogenoa batez ere) existentziaren froga (bezala) gisa interpretatu daiteke. Orri hauek filamentuetan kolapsatzen dira eta, filamentuak gurutzatzen diren lekuetan edo dentsogoak diren lekuetan, galaxiak sor daitezke. Gas sare honen detekzio zuzen goiztiar bat 2019an gertatu zen, Japoniako eta Erresuma Batuko astronomoen eskutik. Gas saretik zetorren argia behatu zuten, sortzen ari ziren inguruko galaxiek argiztaturik. [43][44]

Esne Bidearen haratagoko galaxien banaketaren irudikapen panoramikoa, infragorri hurbilaren behaketen bidez eratua. Galaxien koloreek gorriranzko lerrakuntza adierazten dute: urdinak hurbilenak dira (z< 0,01), berdeak distantzia handiagoetara daude (0,01 < z < 0,04) eta gorriak urrunenak dira (0,04 < z < 0,1). [45]

2021ean, nazioarteko talde batek, Lyongo Centre de Recherche Astrophysiqueko Roland Bacon buru zuela, 3,1 eta 4,5 arteko gorriranzko lerrakuntzako Lyman-alfa emisioen lehen behaketak plazaratu zituen. Hauei esker, 2,4 eta 4 Mpc kohigikorreko eskalako filamentuak identifikatu izan ahal zituzten. [46]

Kontuz ibili behar da eskala kosmikoan egiturak deskribatzerako orduan, askotan ez baitira diruditen bezalakoak. Grabitazio-leiar efektuaren ondorioz, irudi batek bere benetako iturriaren norabidea ez den beste norabide batean sortu dela eman dezake. Izan ere, aurretik dauden objektuek espazio-denbora kurbatzen dute (erlatibitate orokorrak iragartzen duen moduan)- eta argi izpiak desbideratzen dituzte. Grabitazio-leiar indartsu batek urruneko galaxiak handiaraz ditzake, haien detekzioa erraztuz. Masa handiko objekturik ez badago ere, grabitazio-leiar efektu ahulak ere eskala handiko egituraren behaketetan eragina du.

Gorriranzko lerrakuntzak soilik erabiltzen badira galaxietarainoko distantziak neurtzeko, lortzen den eskala handiko egituraren irudia desberdina izango da halaber. Adibidez, galaxia-kumulu baten atzean dauden galaxiak kumulurantz erakarriak dira eta, beraz, urdineranzko lerrakuntza bat izango dute (kumulurik gabeko kasuaren aldean). Kumuluaren aurreko objektuen kasuan, aldiz, gorriranzko lerrakuntza gehigarria izango dugu. Aurkako efektua behatu daiteke kumulu baten barruan dauden galaxietan: galaxiek

zorizko mugimendu bat dute kumuluaren erdigunearen inguruan, eta, zorizko mugimendu horiek gorriranzko lerrakuntza modura hartzen direnean, kumulua norabide radialean luzatua ageri da. Horrek "Jainkoaren hatz" bat sortzen du, Lurrera zuzenduta dagoen galaxia-kate luze baten ilusioa.

Lurraren inguru kosmikoaren kosmografia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hydra–Centaurus superkumuluaren erdian, Erakarle Handia izeneko grabitazio anomaliak eragina du inguruko galaxien mugimenduan, ehunka milioi argi-urteko zabalera duen eskualde batean. Galaxia horiek guztiek gorriranzko lerrakuntza erakusten dute, Hubble-ren legearen arabera. Horrek adierazten du gugandik eta elkarrengandik aldentzen ari direla, baina gorriranzko lerrakuntzen desberdintasunak nahikoak dira milaka galaxien ordenako masa-elkarretaratzearen existentzia erakusteko.

Erakarle Handia 1986an aurkitu zen, eta 150 milioi eta 250 milioi argi-urte bitarteko distantziara dago, Hydra eta Centaurus konstelazioen norabidean. Inguruan, galaxia zahar eta handiak dira nagusi, eta horietako asko ingurukoekin talka egiten ari dira, edo irrati-uhin asko ugari igortzen.

1987an, Hawaiiko Unibertsitateko Astronomia Institutuko R. Brent Tully astronomoak Pisces-Cetus superkumulu konplexua izenekoa identifikatu zuen. Egitura honek mila milioi argi-urteko luzeera eta 150 milioi argi-urteko zabalera du eta, Tullyk zioenez, Talde Lokala bertan dago sarturik[47].

Materia arruntaren masa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertso behagarriaren masa askotan 1053 kg-koa dela esan ohi da. [48]Masa hori materia arruntari dagokio, eta izarrarteko ingurunea (ISM) eta galaxiarteko ingurunea (IGM) barne hartzen ditu. Hala ere, materia iluna eta energia iluna baztertzen ditu. Aipatutako balio hori dentsitate kritikoaren arabera baliozta daiteke. Unibertso osoaren masa ezezaguna da, haren bolumena ezezaguna delako eta infinitua izan daitekeelako.

Dentsitate kritikoan oinarritutako zenbatespenak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoa lau egiten duen energia-dentsitatea da dentsitate kritikoa. Energia ilunik ez badago, unibertsoaren hedapena hedapen jarraituaren eta kolapsoaren artean orekatua deneko dentsitatea da halaber.[49] Friedmann-en ekuazioetatik abiatuta, hau da ρc dentsitate kritikorako balioa:[50]

non G grabitazio-konstantea den, eta H = H0 Hubble-ren konstantearen egungo balioa den. H0-ren balioa, Europako Espazio Agentziaren Planck teleskopioaren neurketek emana, ondoko hau da: H0 = 67,15 kilometro segundoko megaparseceko. Honek 0.85 × 10−26 kg/m3 balioa ematen du dentsitate kritikoarentzat, hau da, 5 hidrogeno atomo metro kubiko bakoitzeko. Dentsitate honek lau energia/masa mota esanguratsu biltzen ditu: materia arrunta (% 4,8), neutrinoak (% 0,1), materia ilun hotza (% 26,8) eta energia iluna (% 68,3).[51]

Neutrinoak Eredu Estandarreko partikulak diren arren, ez dira materia arruntarekin batera zerrendatzen. Izan ere, neutrinoak ultraerlatibistak dira eta, beraz, erradiazio modura jokatzen dute (materia modura baino).Hortaz, materia arruntaren dentsitatea, Planck-ek neurtua, dentsitate kritikoaren % 4,8 da edo 4.08 × 10−28 kg/m3. Orain, dentsitate hori masa bihurtzeko, bolumen batekin biderkatu behar dugu: bolumen hori unibertso behagarriaren erradioan oinarrituriko balioa izango da. Unibertsoa 13.800 milioi urtez zabaldu denez, distantzia kohigikorra (erradioa) 46.600 milioi argi-urtekoa da gutxi gorabehera. Beraz, bolumena (4/3πr3 bidez kalkulatua) 3.58 × 1080 m3 da, eta materia arruntaren masa, berriz, dentsitatea (4.08 × 10−28 kg/m3) bider bolumena (3.58 × 1080 m3) izango da, hots, 1.46 × 1053 kg.

Materiaren edukia–atomo kopurua

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Arestian esan bezala, materia arruntaren masa 1.45 × 1053 kg ingurukoa da. Unibertsoaren atomo guztiak hidrogeno atomoak direla suposatuz (Esne Bidean dauden atomo guztien masaren % 74 osatzen dute hidrogeno atomoek), unibertso behagarrian dagoen atomo kopurua zenbatetsi daiteke materia arruntaren masa (1.45 × 1053) hidrogeno atomo bakarrak duen masaz (1.67 × 10-27kg) zatituz. Emaitza 1080 hidrogeno atomo ingurukoa da, Eddington-en zenbakia deritzona.

Objekturik urrunenak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Identifikatutako objektu astronomiko urrunena HD1 gisa sailkatutako galaxia bat da, eta honen z gorriranzko lerrakuntza 13,27 da; hau da, 33,4 mila milioi argi urte inguruko distantziara dago.[52] 2009an gamma izpien igorpen bat detektatu zen (GRB 090423), z gorriranzko lerrakuntza 8,2 zuena. Datu horretatik ondoriozta daiteke gamma igorpenaren iturri izan zen izarraren kolapsoa unibertsoak 630 milioi urte besterik ez zituenean gertatu zela. Kolapso hori, beraz, duela 13 mila milioi urte gertatu zen gutxi gorabehera. [53]Ondorioz, 13 mila milioi argi-urte inguruko distantzia aipatu zen komunikabideetan (objektu horretaraino), edo, batzuetan, 13.035 mila milioi argi-urteko zifra zehatzagoa.

Aipatutako distantzia hau, 13 mila milioi argi-urte, "bidaiarako distantzia arina" izenaz ezagutzen dena izango litzateke (ikus Distantzia-neurriak (kosmologia)), eta ez “distantzia propioa”, Hubble-ren legean erabiltzen dena, bai eta unibertso behagarriaren tamainaren definizioan ere. Unibertsoaren hedapenaren ondorioz, orain 13 mila milioi argi-urtetara neurtzen duguna urrunago dago; azken honi deitzen zaio “distantzia propioa”. 8,2-ko gorriranzko lerrakuntza duen igorpen-puntu horrentzat, distantzia propioa 9,2 Gpc-koa izango litzateke[54], hots, 30 mila milioi argi-urte inguruko distantziara egongo litzateke.

Horizonteak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Unibertsoaren behagarritasun-muga horizonte kosmologikoek ezartzen dute. Horizonte hauek zenbait muga fisikotan oinarritzen dira eta unibertsoko gertaera batzuei buruzko zenbat informazio lor daitekeen mugatzen dute. Horizonterik ezagunenak  partikula-horizonteak,  ikusgarria denaren muga zehatz bat ezartzen du, unibertsoaren adin finitua kontuan hartuz . Beste horizonte batzuk aztertzen dira halaber:

Oharrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Erlatibitate bereziak ez die uzten eskualde berean dauden objektu hurbilei argiaren abiadura baino azkarrago mugitzen, baina hau ez da gertatzen objetu urrunekin hain arteko espazioa hedatzen ari bada.

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ (Ingelesez) Bars, Itzhak; Terning, John. (2009-12-04). Extra Dimensions in Space and Time. Springer Science & Business Media ISBN 978-0-387-77638-5. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  2. ↑ (Ingelesez) «Wolfram|Alpha: Making the world’s knowledge computable» www.wolframalpha.com (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  3. ↑ «WMAP- Content of the Universe» map.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  4. ↑ Planck Collaboration; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J. et al.. (2020-09). «Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters» Astronomy & Astrophysics 641: A6.  doi:10.1051/0004-6361/201833910. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  5. ↑ Fixsen, D. J.. (2009-12-20). «The Temperature of the Cosmic Microwave Background» The Astrophysical Journal 707 (2): 916–920.  doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  6. ↑ Conselice, Christopher J.; Wilkinson, Aaron; Duncan, Kenneth; Mortlock, Alice. (2016-10-13). «THE EVOLUTION OF GALAXY NUMBER DENSITY AT z < 8 AND ITS IMPLICATIONS» The Astrophysical Journal 830 (2): 83.  doi:10.3847/0004-637X/830/2/83. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  7. ↑ (Ingelesez) Fountain, Henry. (2016-10-17). «Two Trillion Galaxies, at the Very Least» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  8. ↑ Lauer, Tod R.; Postman, Marc; Spencer, John R.; Weaver, Harold A.; Stern, S. Alan; Gladstone, G. Randall; Binzel, Richard P.; Britt, Daniel T. et al.. (2022-03-01). «Anomalous Flux in the Cosmic Optical Background Detected with New Horizons Observations» The Astrophysical Journal Letters 927 (1): L8.  doi:10.3847/2041-8213/ac573d. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  9. ↑ (Ingelesez) info@noirlab.edu. «NOIRLab Scientist Finds the Universe to be Brighter than Expected» www.noirlab.edu (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  10. ↑ Lauer, Tod R.; Postman, Marc; Weaver, Harold A.; Spencer, John R.; Stern, S. Alan; Buie, Marc W.; Durda, Daniel D.; Lisse, Carey M. et al.. (2021-01-01). «New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background» The Astrophysical Journal 906 (2): 77.  doi:10.3847/1538-4357/abc881. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  11. ↑ (Ingelesez) Gott III, J. Richard; Jurić, Mario; Schlegel, David; Hoyle, Fiona; Vogeley, Michael; Tegmark, Max; Bahcall, Neta; Brinkmann, Jon. (2005-05-10). «A Map of the Universe» The Astrophysical Journal 624 (2): 463–484.  doi:10.1086/428890. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  12. ↑ «Frequently Asked Questions in Cosmology» astro.ucla.edu (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  13. ↑ (Ingelesez) Davis, Charles H. Lineweaver and Tamara M.. (2005-03-01). «Misconceptions about the Big Bang» Scientific American (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  14. ↑ a b Battaner, Eduardo. (2015). Grandes estructuras del universo, Un paseo por el Cosmos. RBA ISBN 8447383105..
  15. ↑ Liddle, Andrew R.. (2015). An introduction to modern cosmology. (3. ed. argitaraldia) Wiley ISBN 978-1-118-50214-3. (Noiz kontsultatua: 2023-10-26).
  16. ↑ a b Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis. (2005). «Misconceptions about the Big Bang» Scientific American 292 (3): 36-45.  doi:10.1038/scientificamerican0305-36. Bibcode: c..36L 2005SciAm.292 c..36L..
  17. ↑ ¿Se expande el universo más rápido que la velocidad de la luz? (ikusi azken bi paragrafoak)
  18. ↑ Krauss, Lawrence M.; Robert J. Scherrer. (2007). «El retorno de un universo estático y el fin de la cosmología» General Relativity and Gravitation 39 (10): 1545-1550. Bibcode: 2007GReGr..39.1545K..
  19. ↑ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 2009ko apirilaren 3a. Transkripzioa https://www.npr.org/templates/transcript/transcript.php?storyId=102715275],
  20. ↑ Loeb, Abraham. (2002). «The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy» Physical Review D 65 (4): 047301.  doi:10. 1103/PhysRevD.65 .047301. Bibcode: 2002PhRvD..65d7301L..
  21. ↑ (Ingelesez) Siegel, Ethan. «How Much Of The Unobservable Universe Will We Someday Be Able To See?» Forbes.
  22. ↑ (Ingelesez) Siegel, Ethan. (2021-10-25). «94% of the universe's galaxies are permanently beyond our reach» Starts With A Bang!.
  23. ↑ Ord, Toby. (2022). The Edges of our Universe. .
  24. ↑ Gott III, J. Richard; Mario Jurić; David Schlegel; Fiona Hoyle; Michael Vogeley; Max Tegmark; Neta Bahcall; Jon Brinkmann. (2005). «A Map of the Universe» The Astrophysical Journal 624 (2): 463–484.  doi:10.1086/428890. Bibcode: 2005ApJ...624..463G..
  25. ↑ Grishchuk, Leonid P. (2005). «Relic gravitational waves and cosmology» Physics-Uspekhi 48 (12): 1235–1247.  doi:10.1070/PU2005v048n12ABEH005795. Bibcode: 2005PhyU...48.1235G..
  26. ↑ Lesgourgues, J; Pastor, S. (2006). «Massive neutrinos and cosmology» Physics Reports 429 (6): 307–379.  doi:10.1016/j.physrep.2006.04.001. Bibcode: 2006PhR...429..307L..
  27. ↑ «Light Travel Time Distance» www.astro.ucla.edu (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  28. ↑ «Misconceptions about the Big Bang - Scientific American» web.archive.org 2015-11-06 (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  29. ↑ «Misconceptions about the Big Bang - Scientific American» web.archive.org 2015-11-06 (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  30. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A.. (2013). An introduction to modern astrophysics. Pearson, 1178 or. ISBN 978-1-292-02293-2. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  31. ↑ Kirshner, Robert P.. (2002). The extravagant universe: exploding stars, dark energy and the accelerating cosmos. Princeton University Press ISBN 978-0-691-05862-7. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  32. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A.. (2013). An introduction to modern astrophysics. Pearson, 1173-1174 or. ISBN 978-1-292-02293-2. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  33. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Blueprints of the Universe» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  34. ↑ (Ingelesez) Geller, Margaret J.; Huchra, John P.. (1989-11-17). «Mapping the Universe» Science 246 (4932): 897–903.  doi:10.1126/science.246.4932.897. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  35. ↑ (Ingelesez) «Biggest void in space is 1 billion light years across» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  36. ↑ (Ingelesez) «Largest structure in universe discovered» Space.com 2015-03-25 (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  37. ↑ a b Horváth, István; Hakkila, Jon; Bagoly, Zsolt. (2014-01). «Possible structure in the GRB sky distribution at redshift two» Astronomy & Astrophysics 561: L12.  doi:10.1051/0004-6361/201323020. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  38. ↑ Horvath, I.; J., Hakkila; Bagoly, Z.. (2013). The largest structure of the Universe, defined by Gamma-Ray Bursts. .
  39. ↑ Klotz, Irene. (2016-05-16). «Universe's Largest Structure is a Cosmic Conundrum : Discovery News» web.archive.org (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  40. ↑ (Ingelesez) Ferreira, Becky. (2021-06-23). «A Structure In Deep Space Is So Giant It's Challenging Standard Physics» Vice (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  41. ↑ a b Kirshner, Robert P.. (2002). The extravagant universe: exploding stars, dark energy and the accelerating cosmos. Princeton University Press ISBN 978-0-691-05862-7. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  42. ↑ (Ingelesez) «The Universe Isn't a Fractal, Study Finds» Yahoo News 2012-08-22 (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  43. ↑ (Ingelesez) Hamden, Erika. (2019-10-04). «Observing the cosmic web» Science 366 (6461): 31–32.  doi:10.1126/science.aaz1318. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  44. ↑ (Ingelesez) «Cosmic web fuels stars and supermassive black holes | Space | EarthSky» earthsky.org 2019-10-06 (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  45. ↑ (Ingelesez) Jarrett, Thomas. (2004). «Large Scale Structure in the Local Universe — The 2MASS Galaxy Catalog» Publications of the Astronomical Society of Australia 21 (4): 396–403.  doi:10.1071/AS04050. ISSN 1323-3580. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  46. ↑ Bacon, R.; Mary, D.; Garel, T.; Blaizot, J.; Maseda, M.; Schaye, J.; Wisotzki, L.; Conseil, S. et al.. (2021-03). «The MUSE Extremely Deep Field: The cosmic web in emission at high redshift» Astronomy & Astrophysics 647: A107.  doi:10.1051/0004-6361/202039887. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  47. ↑ (Ingelesez) Wilford, John Noble. (1987-11-10). «Massive Clusters of Galaxies Defy Concepts of the Universe» The New York Times ISSN 0362-4331. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  48. ↑ Davies, Paul. (2007). Cosmic jackpot: why our universe is just right for life. Houghton Mifflin Co ISBN 978-0-618-59226-5. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  49. ↑ (Ingelesez) Kaku, Michio. (2006-03-14). Parallel Worlds: A Journey Through Creation, Higher Dimensions, and the Future of the Cosmos. Knopf Doubleday Publishing Group ISBN 978-0-307-27698-8. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  50. ↑ (Ingelesez) Schutz, Bernard. (2003-12-04). Gravity from the Ground Up: An Introductory Guide to Gravity and General Relativity. Cambridge University Press ISBN 978-0-521-45506-0. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  51. ↑ Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J. et al.. (2014-11-01). «Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters» Astronomy and Astrophysics 571: A16.  doi:10.1051/0004-6361/201321591. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  52. ↑ (Ingelesez) Crane, Leah. (2022). «Astronomers have found what may be the most distant galaxy ever seen» New Scientist (New Scientist) (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  53. ↑ (Ingelesez) Atkinson, Nancy. (2009-10-28). «More Observations of GRB 090423, the Most Distant Known Object in the Universe» Universe Today (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).
  54. ↑ Mészáros, A.; Balázs, L. G.; Bagoly, Z.; Veres, P.. (2009-01-01). «Impact on Cosmology of the Celestial Anisotropy of the Short Gamma-Ray Bursts» Baltic Astronomy 18: 293–296.  doi:10.48550/arXiv.1005.1558. ISSN 1021-6766. (Noiz kontsultatua: 2023-11-30).

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]


Lurraren kokalekua espazioan
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Unibertso_behagarri&oldid=9540677"(e)tik eskuratuta