Әлем-астрономия мен философиядағы қатаң анықтамасы жоқ[комм. 1]. Ол екі принципті ерекшеленетін мәндерге бөлінеді: ақыл-ой (философиялық) және материалдық, қазіргі уақытта немесе жақын болашақта қол жетімді бақылаулар. Егер автор осы мәндерді ажыратса, онда дәстүрлерді сақтай отырып, бірінші — ғаламды, ал екінші-астрономиялық ғаламды немесе Метагалактиканы (соңғы уақытта бұл термин іс жүзінде пайдаланудан шыққан) деп атайды.

Тарихи тұрғыда “бүкіл кеңістікті” белгілеу үшін “ғарыш”, “әлем”, “аспан саласы”сияқты әртүрлі тілдердің эквиваленттері мен нұсқаларын қоса алғанда, әр түрлі сөздер қолданылды. Сонымен қатар, “макроокосмос”термині де қолданылды[2], бірақ ол үлкен масштабтағы жүйелерді, олардың кіші жүйелері мен бөліктерін қоса алғанда анықтауға арналған. Сол сияқты, “микрокосмос” сөзі шағын масштабтағы жүйелерді белгілеу үшін қолданылады.

Кез келген зерттеу, кез келген бақылау, ал алыс-алыс галактиканы қадағалайтын мысық немесе астрономы баланың атом ядросы қалай қызып кететінін физика бақылау болсын, – осының бәрі ғаламға, дұрысы, оның жекелеген бөліктерін бақылау. Бұл бөліктер жекелеген ғылымдарды зерттеу пәні болып табылады, ал ғаламның ең үлкен ауқымындағы, тіпті бүкіл әлем ретінде астрономия мен космология айналысады; сонымен қатар, әлем деп бақылаулар мен ғарыштық эксперименттермен қамтылған әлем саласы немесе космологиялық экстраполяция объектісі — тұтас әлем ретінде түсініледі.

Мақаланың тақырыбы-бақыланған әлем туралы жалпы: бақылаулар, олардың теориялық түсіндірмесі және қалыптасу тарихы туралы білім.

Бұл құбылыстардың теориялық түсініктемелері мен сипаттамаларының негізіне ғарыштық принцип алынған, оның мәні бақылаушылардың бақылау орны мен бағытына қарамастан, орташа алғанда бірдей көріністі табатыны. Теорияның өзі химиялық элементтердің пайда болуын, даму барысын және кеңею себебін, ірі масштабты құрылымның пайда болуын түсіндіруге және сипаттауға ұмтылады.

Әлем туралы қазіргі көзқарастар жағына бірінші Елеулі түрткі Коперник жасады. Екінші үлкен үлес Кеплер мен Ньютон қосты. Бірақ шын мәнінде, әлем туралы біздің көзқарасымыздағы революциялық өзгерістер тек XX ғасырда ғана болды.Орыс сөзі “әлем”‑славдан қарыз алу. въселенаꙗ[4], бұл болып табылады калькой древнегреческого сөздер οἰκουμένη[5], етістіктің οἰκέω “населяю, обитаю” бірінші мағынада мағынасы ғана обитаемой әлемнің. Сондықтан русское слово “Ғалам” родственно существительному “кіргізу” тек балаларға өте определительному местоимению “барлық”. Ең жалпы анықтамасы үшін “Ғалам” арасындағы ежелгі грек философтарының бастап пифагорейцев, τὸ πᾶν (барлық), включавшее ретінде бүкіл материяны (τὸ ὅλον), сондай-ақ барлық ғарыш (τὸ κενόν)[6].Әлемді қоршаған әлем ретінде елестете отырып, біз оны бірден бірегей және жалғыз жасаймыз. Сонымен бірге өзін классикалық механиканың терминдерінде сипаттау мүмкіндігінен айырамыз: өзінің бірегейлігіне байланысты ғаламның өзара әрекеттесуі мүмкін емес, ол-жүйе жүйесі, сондықтан оған қатысты салмағы, пішіні, өлшемі сияқты ұғымдардың өз мағынасын жоғалтады. Оның орнына тығыздық, қысым, температура, химиялық құрам сияқты ұғымдарды қолдана отырып, термодинамика тіліне жүгінуге тура келеді.
Әлемнің Кеңеюі
Дегенмен, әлем әдеттегі газға ұқсайды. Ең ірі ауқымда біз әлемнің кеңеюімен және реликтік аямен бетпе-бет келдік. Бірінші құбылыстың табиғаты-барлық қолданыстағы объектілердің гравитациялық өзара әрекеттесуі. Оның дамуы әлемнің болашағын анықтайды. Екінші құбылыс-бұл ерте дәуірдің мұрасы, ыстық Үлкен Жарылыстың жарығы материямен өзара іс-қимыл жасауды тоқтатқан кезде, одан бөлінген. Қазір, әлемнің кеңеюінен, ол кезде сәулеленгендердің көпшілігі микротолқынды радиодиапазонға көшті.
Әлемдегі масштабтардың иерархиясы
100 Мпк-дан аз масштабтарға өту кезінде нақты ұяшықты құрылым анықталады. Қуыс ұяшықтарының ішінде-соғыстар. Ал қабырғалар галактикадан жасалған. Бұл өте көп тесу — тұтас иерархияның жоғарғы деңгейі, содан кейін галактикалардың жиналуы, содан кейін галактиканың жергілікті топтары, ал ең төменгі деңгей (5-200 кпк масштабы) — бұл әр түрлі объектілердің үлкен алуан түрлілігі. Әрине, олардың бәрі — Галактика, бірақ олар әртүрлі: бұл линзалық, дұрыс емес, эллиптикалық, спиральды, полярлық сақиналармен, белсенді ядролармен және т. б.

Олардың ішінен өте жоғары жарықпен және бұрыштық өлшемі соншалықты шағын квазарларды бөлек атап өту керек, бұл оларды ашқаннан кейін бірнеше жыл бойы “нүктелі көздерден” — жұлдыздардан ажырату мүмкін болмады. Болометрическая жарықтығы квазаров жетуі мүмкін 1046 — 1047 эрг/с[10].

Галактика құрамына өту арқылы біз: қараңғы материяны, ғарыш сәулелерін, жұлдызаралық газды, шар жинақтарын, шашыраңқы жинақтарды, Қос жұлдыздарды, үлкен жиіліктің жұлдызды жүйелерін, аса массивті қара тесіктерді және Жұлдыз массасының қара тесіктерін, және, ақырында, әр түрлі халықтың жалғыз жұлдыздарын табамыз.

Олардың жеке эволюциясы және бір-бірімен өзара әрекеттесуі көптеген құбылыстарды тудырады. Осылайша, аталған квазарларда энергия көзі жұлдызаралық газды аса массивті Орталық қара тесікке бейімдеу болып табылады.

Бұл-ғарыш гамма — сәулеленуінің қарқындылығын ондаған және жүздеген кэВ энергиясымен кенеттен қысқа мерзімді локализацияланатын жоғарылауы. Гамма-всплескке дейінгі қашықтықты бағалаудан гамма-диапазондағы сәулеленетін энергия 1050 эрг жетеді деген қорытынды жасауға болады. Салыстыру үшін, осы диапазондағы барлық галактиканың жарықтық “барлығы” 1038 эрг/c құрайды. Мұндай жарқын жарқыл әлемнің ең алыс бұрыштарынан көрінеді, сондықтан GRB 090423 z = 8,2 қызыл жылжу.

Көптеген процестерді қамтитын күрделі кешен-Галактика эволюциясы.]:

Process in)galaxy.png
Диаграмма ортасында бір жұлдыз эволюциясының маңызды кезеңдері берілген: оның қалыптасуынан өлімге дейін. Олардың жүрісі бүкіл галактикамен не болып табылады аз тәуелді. Алайда, жаңадан пайда болған жұлдыздардың жалпы саны және олардың параметрлері айтарлықтай сыртқы әсерге ұшырайды. Масштабтары Галактика өлшемін салыстыратын немесе одан да көп процестер (диаграммада орталық аймаққа кірмеген барлық қалғандары) морфологиялық құрылымды, жұлдыз пайда болу қарқынын, демек, химиялық эволюция жылдамдығын, Галактика спектрін және т.б. өзгертеді.

Бақылау
Негізгі мақала: Астрономия
Жоғарыда сипатталған алуан түрлілік бақылау сипатындағы міндеттердің тұтас спектрін тудырады. Бір топқа жеке феномендер мен нысандарды зерттеуді қосуға болады, ал бұл:

Кеңейту феномені. Ал ол үшін қашықтықтарды және қызыл ығысуларды және мүмкіндігінше алыс объектілерді өлшеу қажет. Жақын қараған кезде бұл қашықтық шкаласы деп аталатын тұтас кешенге бөлінеді.
Реликтік фон.
Квазар және гамма сияқты бөлек жойылған объектілер.
Алыс және ескі нысандар аз жарық шығарады және Кека обсерваториясы, VLT, БТА, “Хаббл” және салынып жатқан E-ELT және “Джеймс Уэбб” сияқты алып телескоптар қажет. Сонымен қатар, бірінші тапсырманы орындау үшін Hipparcos және Gaia сияқты мамандандырылған құралдар қажет.

Сондықтан оны зерттеу үшін радионы бақылау қажет және мүмкіндігінше wmap және “Планк”сияқты ғарыштық телескоптар қажет.

Гамма-всплесктердің бірегей ерекшеліктері SWIFT сияқты орбитадағы гамма-зертханаларды ғана емес, сонымен қатар ерекше телескоптар — робот-телескоптарды да талап етеді — олардың көру аясы SDSS жоғарыда аталған құралдарынан артық және автоматты режимде бақылауға қабілетті. Мұндай жүйелердің мысалдары “Мастер” ресейлік желісінің телескоптары және Tortora ресейлік-итальяндық жобасы.

Алдыңғы міндеттер-бұл жеке нысандар бойынша жұмыс. Мүлдем басқа тәсіл қажет:

Әлемнің ірі масштабты құрылымын зерттеу.
Галактиканың эволюциясын және оның құрамдас бөліктерін зерттеу. Осылайша, мүмкіндігінше ескі объектілерді және мүмкіндігінше көп бақылау қажет.
Бір жағынан жаппай, шолу бақылаулары қажет. Бұл кең жолақты телескоптарды қолдануға мәжбүр етеді, мысалы, SDSS жобасы сияқты. Екінші жағынан, алдыңғы топтың көптеген міндеттерінің қажеттілігінен асатын ретпен нақтылау талап етіледі. Ал бұл тек РСДБ-бақылаулардың көмегімен, жер диаметріне базасымен немесе “Радиоастрон” эксперименті ретінде одан да көп болуы мүмкін.

Жеке-жеке атап көрсетуге тұрарлық іздеу реликтік және нейтрино. Оны шешу үшін арнайы телескоптар — Нейтриндік телескоптар және Баксандық нейтриндік телескоптар, Байкальды су асты, IceCube, KATRIN сияқты нейтриндік детекторлар іске қосу қажет.

Гамма-всплескаларды, сондай-ақ реликтік фонды бір зерттеу спектрдің оптикалық учаскесі ғана бұл жерде болмайтынын көрсетеді. Алайда, Жер атмосферасы тек екі мөлдірлік терезесіне ие: радио және оптикалық диапазонда, сондықтан да ғарыштық обсерваториясыз болмайды. Қазір мысал ретінде Chandra, Integral, XMM-Newton, Гершель келтіреміз. “Спектр-УК”, IXO, “Спектр-РГ”, Astrosat және т.б. әзірленуде.

Қашықтық шкаласы және космологиялық қызыл ығысу
Негізгі мақала: астрономиядағы қашықтық шкаласы
Астрономиядағы қашықтықты өлшеу-көп сатылы процесс. Және негізгі қиындық әр түрлі әдістерде ең жақсы дәлдікке әр түрлі масштабта қол жеткізіледі. Сондықтан, одан да көп және одан да көп алыс объектілерді өлшеу үшін әр қайсысы алдыңғы нәтижелердің нәтижелеріне сүйенетін әдістердің одан да көп және одан да көп ұзын тізбегі қолданылады.

Барлық осы тізбектердің негізінде тригонометриялық параллакс әдісі жатыр — базалық, жалғыз, онда қашықтық геометриялық өлшенеді, жорамалдар мен эмпирикалық заңдылықтарды барынша аз тарта отырып. Басқа әдістер, көбінесе қашықтықты өлшеу үшін стандартты шам — белгілі жарық көзі қолданылады. Оған дейінгі қашықтықты есептеуге болады[13]:

{\displaystyle D^{2}={\frac {L}{4\pi F}},} {\displaystyle D^{2}={\frac {L}{4\pi F}},}
мұнда D-іздестірілетін қашықтық, L-жарықтық, ал F – өлшенген жарық ағыны.

Тригонометриялық параллакс әдісі

Жылдық параллакс пайда болу схемасы
Параллакс-көктегі көздің проекциясының арқасында пайда болатын бұрыш. Параллакс екі түрі бар: жылдық және топтық.

Жылдық параллакс-жұлдыз массасының ортасынан Жер орбитасының орташа радиусы көрінетін бұрыш. Жердің орбитада қозғалуына байланысты аспан саласындағы кез келген жұлдыздың көрінетін жағдайы үнемі жылжиды — жұлдыз эллипс сипаттайды, оның үлкен жарты осьы жылдық параллаксқа тең болады. Белгілі параллакс бойынша евклидтік геометрия заңдарынан Жер орбитасының ортасынан жұлдызға дейінгі қашықтықты табуға болады[14]:

{\displaystyle D={\frac {2R}{2 \ sin \alpha /2}}\approx {\frac {2r}{\alpha }},} {\displaystyle D={\frac {2R}{2\sin \alpha /2}\approx {\frac {2r} {\alpha / 2}} \ approx {\frac {2R} {\alpha }},}
мұнда D — іздестірілетін қашықтық, R — Жер орбитасының радиусы, ал жақындық теңдік шағын бұрыш үшін жазылған (радиандарда). Бұл формула осы әдістің негізгі қиындығын жақсы көрсетеді: қашықтықты арттырумен параллакс мәні гипербол бойынша жойылады, сондықтан алыс жұлдыздарға дейінгі қашықтықты өлшеу Елеулі техникалық қиындықтармен ұштасады.

Топтық параллакс мәні мыналардан тұрады: егер жұлдыз шоғырдың жерге қатысты жылдамдығы байқалатын болса, онда проекция заңдары бойынша оның мүшелерінің қозғалысының көрінетін бағыттары шоғырдың радианты деп аталатын бір нүктеде болады. Радианттың жағдайы жұлдыздардың өз қозғалыстарынан және Доплер әсерінен пайда болған олардың спектралды сызықтарының ығысуынан анықталады. Содан кейін шоғырлануға дейінгі қашықтық келесі арақатынаста болады[15]:

{\displaystyle D={\frac {V_{r} \mathrm {tg} (\lambda )}{4,738 \ mu},} {\displaystyle D={\frac {V_ {r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4,738\mu }},}
мұнда {\displaystyle \mu } \mu және {\displaystyle V_{r} V_r – тиісінше бұрыштық (жылына доғаның секундында) және сәулелік (км/с) шоғырлану жұлдызының жылдамдығы, {\displaystyle \lambda } \lambda — тік Күн—жұлдыз және Жұлдыз—радиант арасындағы бұрыш, ал {\displaystyle D} D — парстерде көрсетілген қашықтық. Тек Гиадтар ғана белгілі топтық параллакс бар, бірақ Hipparcos спутнигін іске қосқанға дейін ескі объектілер үшін қашықтық шкаласын осындай тәсілмен калибрлеуге болады[14].

RR лирасы түріндегі цефеидтер мен жұлдыздар бойынша қашықтықты анықтау әдісі
RR LIR типті цефеидтер мен жұлдыздарда қашықтықтың бір шкаласы екі тармаққа бөлінеді — жас объектілер үшін және ескі объектілер үшін қашықтық шкаласы. Цефеидтер, негізінен, жақында жұлдыз пайда болған облыстарда орналасқан және сондықтан жас объектілер болып табылады. RR түріндегі өзгермелі Лиралар ескі жүйелерге, мысалы, біздің Галактиканың галодағы шар жұлдызды жинақтарында олардың көп.

Жұлдыздардың екі түрі де айнымалы болып табылады, бірақ егер цефеидтер — жақында пайда болған объектілер болса, онда RR түріндегі жұлдыздар басты тізбектілікпен — негізінен дөңгелек жинақтарға арналған “түс—шама” диаграммасының көлденең бұтағында орналасқан A-F спектралдық кластарының алыптары. Дегенмен, оларды стандартты шам ретінде пайдалану тәсілдері әртүрлі:

Цефеид үшін “пульсация кезеңі-абсолютті жұлдызды шама” деген жақсы тәуелділік бар. Мүмкін, бұл цефеид массасы әртүрлі болғандықтан.
RR лира жұлдыздарының орташа абсолюттік жұлдыз шамасы шамамен бірдей және {\displaystyle M_{RR}\approx 0,78^{m} {\displaystyle M_{RR}\approx 0,78^{m} [14] құрайды.
Қашықтықты осы әдіспен анықтау бірқатар қиындықтармен байланысты:

Жеке жұлдыздарды бөлу қажет. Құс Жолы шегінде бұл ерекше еңбек емес, бірақ Қашықтық көп болса, жұлдыздарды бөлетін бұрыш соғұрлым аз болады.
Жарықтың шаңмен сіңуін және оның кеңістікте таралуының біркелкі еместігін ескеру қажет.
Бұдан басқа, цефеид үшін “пульсация кезеңі-жарықтық”тәуелділік нуль — пунктін нақты анықтау маңызды проблема болып қала береді. XX ғасыр бойы оның мәні үнемі өзгерді, демек, осындай тәсілмен алынатын қашықтықты бағалау да өзгерді. Ia жоғары түрі бойынша қашықтықты анықтау әдісі

Әртүрлі керемет жылтыр қисық
Жұлдыздың барлық денесінде болатын аса үлкен жарылыс процесі, бұл ретте бөлінген энергияның мөлшері 1050 — 1051 эрг диапазонында жатыр. Сондай-ақ сверхновые үлгідегі Ia бірдей жарықтығы қр максимумы жылтыр. Бірге бұл өте алыс Галактика қашықтығын өлшеуге мүмкіндік береді.

Олардың арқасында 1998 жылы екі бақылаушылар тобы ғаламның кеңеюін ашты[17]. Қазіргі уақытта үдеу фактісі күмән тудырмайды, алайда, аса үлкен z үшін әлі де үлкен қателерді анықтау мүмкін емес[13][18].

Әдетте, барлық фотометриялық әдістерден басқа кемшіліктер мен ашық мәселелерге жатады.]:

К-түзету мәселесі. Бұл мәселенің мәні боллометриялық қарқындылық емес (барлық спектр бойынша Интегралданған), ал қабылдағыштың белгілі спектрлік диапазонында өлшенеді. Бұл дегеніміз, түрлі қызыл ығысуы бар көздер үшін түрлі спектралды диапазондарда қарқындылық өлшенеді. Бұл айырмашылықты есепке алу үшін К-түзету деп аталатын ерекше түзету енгізіледі.
Қызыл ығысудан қашықтықтың қисық түрі әртүрлі аспаптарда әртүрлі обсерваториялармен өлшенеді, бұл ағын калибрлеу мәселелерін туындатады және т. б.
Бұрын, барлық өте қымбат Ia — бұл тығыз қос жүйеде жарылатын ақ карликтер, онда екінші компонент — қызыл гигант. Алайда, олардың бір бөлігі екі ақ карликтерді біріктіру барысында пайда болуы мүмкін деген куәліктер пайда болды, демек, бұл Ішкі сынып стандартты шам ретінде пайдалануға жарамсыз.
Жұлдыз-ізашардың химиялық құрамына аса сәулеленудің тәуелділігі.
Гравитациялық линзалар бойынша қашықтықты анықтау әдісі.