Jak duży jest wszechświat
Dzięki oddziaływaniu wciąż niepoznanej ciemnej energii proces rozszerzania się wszechświata bezustannie przyspiesza. Tutaj naszym podstawowym ograniczeniem jest prędkość światła.
Co to jest nicość poza wszechświatem
Skoro do Wielkiego Wybuchu doszło około 13,8 mld lat temu, to zaglądając w najdalsze rejony wszechświata jesteśmy w stanie dojrzeć te fotony, które potrzebowały 13,8 mld lat, aby do nas dotrzeć. Warto zauważyć, że obiekty, które wyemitowały te fotony, przez ten cały czas się od duży oddalały wraz z rozszerzaniem wszechświata.
W efekcie, najodleglejsze obiekty jakie jesteśmy w stanie dostrzec we wszechświecie powinny być oddalone wszechświat nas o ok. Promień ten wyznacza sferę określaną mianem wszechświata obserwowalnego. Nazwa ta wskazuje zatem, że wszystko to co znajduje się poza tą sferą, pozostaje dla nas niemożliwe do zaobserwowania.
Co więcej, ze względu na coraz szybsze rozszerzanie się wszechświata, kolejne obiekty, które obecnie znajdują się wewnątrz wszechświata obserwowalnego, będą wykraczały poza jego granice. Tutaj warto zauważyć, że wszechświat jest dużo większy od wszechświata obserwowalnego, a część naukowców dopuszcza możliwość, że jest on nieskończony.
Tego jednak co leży poza wszechświatem obserwowalnym nigdy nie będziemy w stanie dojrzeć, bowiem obiekty znajdujące się w odpowiednio dużych odległościach oddalają się od nas na skutek rozszerzania wszechświata szybciej niż z prędkością światła. Wyemitowane przez nie duży będzie zatem leciało w naszym kierunku z prędkością światła, natomiast odległość między nimi a nami będzie rosła jeszcze szybciej, przez co owo światło nigdy nie będzie w stanie do nas dotrzeć.
Czytaj także: Naprawili sondę znajdującą się 23 mld kilometrów od Ziemi. Voyager I znowu nadaje z sensem. Wyobraźmy sobie, że za pomocą silnego teleskopu najlepiej kosmicznego spoglądamy w dowolnym kierunku i dostrzegamy odległą o powiedzmy 10 mld lat świetlnych galaktykę X. Następnie spoglądamy w przeciwnym kierunku i znajdujemy inną równie odległą galaktykę Y.
Obie galaktyki widzimy niemalże na granicy naszego wszechświata obserwowalnego. Teoria ta została zaproponowana przez Alberta Einsteina w roku w pracy naukowej O elektrodynamice ciał w ruchu. Na dzień dzisiejszy szczególna teoria względności jest najdokładniejszym modelem ruchu poruszającego się z każdą prędkością, mimo że mechanika Newtona jest wciąż używana z powodu jej prostoty i dużej dokładności jako przybliżenie małych prędkości względnych do prędkości światła.
Szczególna teoria względności daje szeroki zakres konsekwencji, które były sprawdzane doświadczalnie []m. Teoria ta zastąpiła konwencjonalne pojęcie uniwersalnego czasu bezwzględnego pojęciem czasu, który jest zależny od układu odniesienia oraz pozycji przestrzennej. Cechą charakterystyczną szczególnej teorii względności jest zastąpienie transformacji Galileusza transformacją Lorentza.
Czas i przestrzeń nie mogą być określane osobno, ponieważ są wplecione w kontinuum znane jako czasoprzestrzeń. Zdarzenia, które następują w tym samym czasie dla jednego obserwatora, mogą nastąpić po raz kolejny dla innego obserwatora. Ponieważ grawitacja odgrywa kluczową jak w kształtowaniu Wszechświata, dokładne określenie jego przeszłości i przyszłości wymaga dokładnej teorii ją opisującej.
Najlepszą obecnie znaną nam teorią grawitacji jest ogólna teoria względności. Do tej pory wszelkie przeprowadzone doświadczenia i wszechświat zgadzają się z jej przewidywaniami. Ponieważ jednak mamy bardzo niewielkie możliwości przeprowadzania eksperymentów na kosmologicznych odległościach, istnieje możliwość, że nie jest ona w takich warunkach poprawna.
Dotychczas jednak nie istnieją żadne przesłanki do zastąpienia jej inną teorią. Ogólna teoria względności to geometryczna teoria grawitacji opublikowana przez Alberta Einsteina w roku [] oraz obecny opis grawitacji w fizyce współczesnej. Jest podstawą dla obecnych modeli kosmologicznych konsekwentnie jest się Wszechświata.
Ogólna teoria względności generalizuje szczególną teorię względności oraz prawo powszechnego ciążeniadostarczając ujednolicony opis grawitacji jako geometryczną właściwość czasu i przestrzenilub po prostu czasoprzestrzeni. Krzywizna czasoprzestrzeni jest bezpośrednio związana z energią oraz pędem bez względu na to, jakie są obecnie materia i promieniowanie.
Ich stosunek jest sprecyzowany przez równanie Einsteina — zestaw równań różniczkowych cząstkowych. Ogólna teoria względności udostępnia zestaw nieliniowych równań różniczkowych cząstkowych dla tensora metrycznego czasoprzestrzeni są to właśnie równania Einsteina. Parametrami tych równań jest rozłożenie masy i energii oraz pędu we Wszechświecie, a ich rozwiązaniem, kształt Wszechświata.
Ponieważ nie możemy obserwacyjnie wyznaczyć tych wielkości dla odległych rejonów Wszechświata, modele kosmologiczne tworzy się w oparciu o zasadę kosmologicznąmówiącą, że w dużych skalach Wszechświat jest jednorodny i izotropowy. Zakłada się zatem, że grawitacyjny efekt materii rozmieszczonej we Wszechświecie jest identyczny do wywoływanego przez pył o tej samej średniej duży, rozsiany równomiernie w przestrzeni.
Założenie to pozwala łatwo rozwiązać równania Einsteina i wszechświat przeszłość i przyszłość Jak w kosmologicznych skalach czasowych. Niektóre przewidywania ogólnej teorii względności znacznie różnią się od przewidywań fizyki klasycznej, zwłaszcza tych dotyczących upływu czasu, geometrii przestrzeni, ruchu ciał w swobodnym spadku oraz rozchodzenia się światła.
Przykładami takich różnic są grawitacyjna dylatacja czasusoczewkowanie grawitacyjnegrawitacyjne przesunięcie ku czerwieni światła oraz opóźnienie Shapiro. Przewidywania ogólnej teorii względności do tej pory zostały potwierdzone przez wszystkie dotychczas wykonane obserwacje i doświadczenia. Mimo że teoria ta nie jest jedyną relatywistyczną teorią grawitacjito jest ona najprostszą teorią spójną z obserwacjami i doświadczeniami.
Równania Einsteina zawierają stałą kosmologiczną Λ [] []określającą gęstość energii pustej przestrzeni []. W zależności od znaku, stała kosmologiczna może albo spowalniać gdy jest ujemna lub przyspieszać gdy jest dodatnia rozszerzanie się Wszechświata. Mimo że wielu fizyków, z Einsteinem na czele, zakładało, że Λ ma wartość zerową []ostatnie obserwacje supernowych typu Ia sugerują, że ekspansja Wszechświata rzeczywiście przyspiesza [].
Istnieje obecnie kilka możliwych wytłumaczeń tego zjawiska, jednym z nich jest dodatnia wartość Λ []. Twierdzenie Pitagorasa w niekartezjańskich innych niż jak i krzywoliniowych układach współrzędnych używa tylko nieskończenie małych infinitezymalnych skal długości i musi zostać powiększone przez tensor metryczny g μν — tensor ten może różnić się w różnych miejscach oraz opisywać lokalną geometrię w danym układzie współrzędnych.
Przyjmując jednak zasadę kosmologicznąże Wszechświat jest wszędzie jednorodny i izotropowya każdy punkt w przestrzeni jest podobny do każdego innego punktu; dlatego tensor musi być taki sam w każdym miejscu. Metryka ta ma tylko dwa nieznane parametry: całkowitą skalę długości R zmieniającą się w czasie oraz współczynnik krzywizny kktóry może wynosić 0, 1 lub -1, co odpowiada płaskiej geometrii euklidesowej.
Rozwiązanie dla historii Wszechświata w kosmologii otrzymuje się, obliczając R jako funkcję czasu, daną k oraz stałą kosmologiczną Λktóra jest parametrem w równaniu pola Einsteina. Równanie opisujące, jak R zmienia się w czasie, jest znane jako równanie Friedmana [].
Rozwiązania dla R t zależą od tego, jaka jest otrzymana wartość k i Λjednak istnieje kilka ogólnych cech jakościowych wpływających na niektóre rozwiązania tej funkcji. Niemniej jednak równowaga ta jest zmienna, i ponieważ Wszechświat w mniejszych skalach jest niejednorodny, R musi zmieniać się, o czym mówi ogólna teoria względności.
Co jest poza wszechświatem
Wyjaśnia to uwagę mówiącą, jak galaktyki wyglądają, jakby duży się osobno — w rzeczywistości przestrzeń między nimi rozciąga się. Rozciąganie się przestrzeni wyjaśnia również paradoks, dlaczego dwie galaktyki mogą znajdować się w odległości 40 miliardów lat świetlnych od siebie, mimo że obydwie miały swój początek 13,8 miliarda lat temu [] i nigdy nie poruszały się z prędkością wyższą od prędkości światła.
Druga — wszystkie otrzymane rozwiązania sugerują, że w przeszłości miała miejsce osobliwośćkiedy R była coraz bliższa zeru, a gęstość energii i materii stawała się nieskończenie gorąca. Może się wydawać, że wniosek ten jest niepewny, ponieważ opiera się na wątpliwych założeniach doskonałej jednorodności i izotropowości zasada kosmologicznai że znaczące jest tylko oddziaływanie grawitacyjne.
Stąd, odwołując się do równań Einsteina, R dynamicznie rosła, począwszy od niewyobrażalnie gorącego i gęstego bytu, który zaczął istnieć zaraz po tej osobliwości kiedy R miała niewielką, skończoną wartość ; to jest istota modelu Wielkiego Wybuchu. Powszechnym błędnym przekonaniem jest, że model Wielkiego Wybuchu przewiduje, że jest i materia eksplodowały z pojedynczego punktu w czasie i przestrzeni.
De facto, przestrzeń powstała sama z siebie w trakcie Wielkiego Wybuchu; przepojona stałą ilością rozprowadzonej jednakowo energii i materii. Kiedy przestrzeń rozciąga się tzn. Trzecia — współczynnik krzywizny k ustala znak średniej krzywizny przestrzennej czasoprzestrzeni uśrednionej względem skal długości wynoszących więcej niż milion lat świetlnych.
Takie wszechświaty są często wyobrażane jako trójwymiarowe sfery S 3 osadzone w czterowymiarowej przestrzeni. Natomiast jeśli k wynosi 0 lub jest ujemny, to Wszechświat może mieć nieskończoną objętość, w zależności od jego ogólnej topologii. Dla porównania, nieskończona płaszczyzna ma zerową krzywiznę, natomiast nieskończoną powierzchnię, podczas gdy nieskończony walec jest skończony po jednej jak, a torus po obu jest.
Ostateczny los Wszechświata wciąż pozostaje nieznany, ponieważ zależy on od wartości współczynnika k oraz stałej kosmologicznej Λ. Jeśli Wszechświat jest wystarczająco gęsty, to że k równa się 1, co oznacza, że jego średnia krzywizna jest dodatnia, a Wszechświat w końcu skurczy się do stanu znanego jako Wielki Kolapspo czym powstanie nowy Wszechświat w trakcie Wielkiego Odbicia.
Z kolei jeśli Wszechświat jest niewystarczająco gęsty, wtedy k równa się 0 lub -1, co oznacza, że Wszechświat będzie rozszerzał wszechświat w nieskończoność, wystygając i stając się nieprzyjaznym dla życia, kiedy umrą wszystkie gwiazdy, a cała materia połączy się i uformuje czarne dziury Wielki Chłód.
Jak podano wyżej, świeże dane sugerują, że prędkość ekspansji Wszechświata nie zmniejsza się, jak przypuszczano w przeszłości, lecz zwiększa się; jeśli stan ten będzie trwał nieprzerwanie, Wszechświat ostatecznie rozedrze się na strzępy Wielkie Rozdarcie. Pod względem obserwacyjnym Wszechświat wygląda na mający całkowitą gęstość bliską wartości krytycznej, wahającą się między skurczeniem się a eksplozją; do rozwiązania tego pytania należy wykonać bardziej staranne badania astronomiczne.
Według uznawanego modelu ewolucji Wszechświata znanego jako Wielki Wybuch wszechświat []Wszechświat znajdował się w skrajnie gorącym i gęstym stanie, po czym zaczął się rozszerzać. Model ten opiera się na ogólnej teorii względności i upraszczających założeniach, takich jak jednolitość i izotropowość przestrzeni. Wersja modelu ze stałą kosmologiczną Lambda i zimną ciemną materiązwana modelem Lambda-CDMjest najprostszym modelem, jaki zapewnia stosunkowo dużą liczbę różnych uwag na temat Wszechświata.
Model Wielkiego Wybuchu duży zgodny z takimi zjawiskami jak odległość korelacji i przesunięcie ku czerwieni galaktyk. Według ogólnej teorii względności przestrzeń może powiększać się szybciej niż prędkość światła []w związku z czym, ze względu na ograniczenia nałożone przez prędkość światła, możemy zobaczyć tylko niewielką część Wszechświata.
Ponieważ nie możemy obserwować przestrzeni Wszechświata poza granicami światła lub promieniowania elektromagnetycznegonie jest pewne, czy jego wielkość jest skończona czy nieskończona [] [].
Jakie rozmiary ma wszechświat i czym jest wszechświat obserwowalny
Ogólna teoria względności pozwala na stworzenie wielu możliwych modeli Wszechświata. Einstein stworzył pierwszy taki model statyczny zakładający, że Wszechświat nie zmienia się w czasie. Obserwacje oddalania się odległych galaktyk wykazały jednak, że Wszechświat podlega ekspansji, co obaliło ten model. W kolejnych latach powstały dwa modele uwzględniające tę ekspansję: model Wielkiego Wybuchu, w którym Wszechświat rozpoczął swoją historię od jednego punktu, oraz teoria stanu stacjonarnego zgodnie z którą ekspansja Wszechświata nie miała początku, a materia powstaje w nim w stałym tempie.
Zaobserwowanie mikrofalowego promieniowania tła obaliło teorię stanu stacjonarnego i obecnie za obowiązujący uważa się model Wielkiego Wybuchu. Pozwala on wytłumaczyć najistotniejsze dane obserwacyjne: korelację między odległością i przesunięciem ku czerwieni odległych galaktyk, jednakowy stosunek ilości wodoru do helu we wszystkich obszarach Wszechświata oraz izotropowość mikrofalowego promieniowania tła.
Pierwsza obserwacja jest wyjaśniana przez rozszerzanie się przestrzeni. Według ogólnej teorii względności, w miarę rozszerzania przestrzeni, długość fali każdego fotonu powoli się zwiększa, co zmniejsza jednocześnie jego energię. Tym samym im dłużej dany foton istnieje, tym bardziej jest przesunięty ku czerwieni.
Stosunek ilości pierwiastków jest wyjaśniany przez model pierwotnej nukleosyntezy. W miarę rozszerzania się Wszechświata energia promieniowania maleje szybciej niż energia materii. Można z tego wnioskować, że choć obecnie większość energii ma postać materii, w przeszłości większość była w postaci promieniowania.
Rozszerzanie powodowało spadek temperatury tego promieniowania, aż w którymś momencie cząstki elementarne mogły zacząć się łączyć w coraz większe struktury. Model ten nie wyjaśnia dlaczego promieniowanie tła ma niemal identyczną temperaturę we wszystkich obszarach nieba, skoro dociera do nas z miejsc, które nigdy nie miały ze sobą styczności patrz problem horyzontu.
Współcześnie nie jest jednak znany proces fizyczny, który mógłby takie zjawisko wywołać.
Ile jest wszechświatów
Obserwacje Wszechświata nie mogą wykluczyć, że to, co obserwujemy, jest jedynie jednym z wielu rozłącznych Wszechświatów, wspólnie tworzących wieloświat. Z tej definicji wynika, że nie istnieje sposób na jakiekolwiek oddziaływanie z innym Wszechświatem. Gdyby taka możliwość istniała, ten inny Wszechświat stanowiłby faktycznie część naszego.
Pojęcie równoległego Wszechświata zakłada, że jest on fizyczny w tym sensie, że ma swoją własną czasoprzestrzeń, swoją materię i energię oraz własny zbiór praw fizyki. Dlatego taką koncepcję należy odróżnić od metafizycznego pojęcia innych poziomów egzystencji, które nie są uważane za fizyczne. Współczesna nauka podaje przynajmniej dwie możliwości, w jakich może powstać wiele Wszechświatów.
Pierwsza to rozłączenie czasoprzestrzeni, powodujące, że żadna postać materii ani energii nie może przedostać się z jednego obszaru do drugiego. Przykładowo niektóre teorie łączące inflację kosmologiczną z teorią strun dopuszczają takie zjawiska []. Druga możliwość wynika z wieloświatowej interpretacji mechaniki kwantowej.
W tej interpretacji każdy kwantowy pomiar powoduje, że Wszechświat dzieli się na tyle wersji, ile jest możliwych wyników takiego pomiaru. Ten motyw jest często wykorzystywany w fantastyce naukowej. Obie te możliwości są jednak jak spekulatywne i są uznawane raczej za nienaukowe. Fakt, że równoległe Wszechświaty nie mogą w żaden sposób wpływać na nasz, oznacza w szczególności, że nie da się ich istnienia przetestować eksperymentalnie, co oznacza, że teoria o ich istnieniu nie spełnia warunku weryfikowalności.
Wiele kultur stworzyło własne mity dotyczące powstania Wszechświata. Większość tych mitów można zaliczyć do kilku kategorii. Pierwsza obejmuje mity, w których Wszechświat wykluwa się z jaja: motyw ten pojawia się w fińskim poemacie Kalevalachińskiej historii o Pangu czy hinduskiej Brahmandapurana.
Druga grupa to mity, w których Wszechświat jest samostwarzającym się bóstwem, jego fragmentem bądź emanacją, jak w buddyjskiej koncepcji Adi-buddy wszechświat, starogreckiej historii Gaiazteckiej Coatlicue czy staroegipskim Atum. W kolejnej grupie mitów Wszechświat powstaje z ciała martwego bóstwa, np. Tiamat w mitologii sumeryjskiej czy Ymira w mitologii jest.
Wedle innych mitów Wszechświat został powołany do istnienia przez akt kreacjinp. Duży grupa to mity, w których istnienie Wszechświata nie wynika ze świadomego aktu woli, a jest jedynie konsekwencją fundamentalnych praw, jak w hinduskiej koncepcji brahmana czy yin i yang w taoizmie.
Jedną z najstarszych kultur, która nie tylko nazwała widzialne gwiazdy, ale także powiązała z nimi liczne mity i legendy w ramach tzw. Spis treści przypnij ukryj. Artykuł Dyskusja. Czytaj Edytuj Edytuj kod źródłowy Wyświetl historię. Narzędzia Narzędzia. Drukuj lub eksportuj. W innych projektach.
Wikimedia Commons Wikicytaty. Ten artykuł dotyczy kosmosu. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa. Zbadano jednak podstawowe cechy obserwowalnej części Wszechświata: podlega on prawom ; te najbardziej podstawowe, które nie redukują się do żadnych głębszych potwierdzonych prawideł to: model standardowy cząstek elementarnych; ogólna teoria względności Einsteina opisująca czasoprzestrzeń i ciążenie ; zasady termodynamiki.
Do tej pory potwierdza się podstawowa zasada kosmologicznaczasem zwana pierwszą lub słabą — mówiąca, że prawa fizyki są jednakowe w całym obserwowalnym Wszechświecie; nie znaleziono też odstępstw od silniejszej zasady kosmologicznej — obserwowalny Wszechświat w dużej skali wydaje się jednorodny homogeniczny i izotropowytj.
Wszechświat pozostaje przedmiotem spekulacji: nieustannie poszukuje się bardziej podstawowych praw fizyki — dokładniejszych i głębszych modeli oddziaływań ; hipoteza redukcjonizmu mówi, że podstawowe prawa fizyki stoją za wszystkimi zjawiskami, przez co hipotetyczne opisy wszystkich sił bywają nazywane teoriami wszystkiego ; powstały hipotezy o globalnej budowie Wszechświata, np.
Informacje ogólne [ edytuj edytuj kod ] Według powszechnie przyjętych teorii potwierdzonych przez różne dane obserwacyjne wiek Wszechświata wynosi w przybliżeniu 13,82 miliarda lat. Definicja [ edytuj edytuj wszechświat ] Wszechświat zwykle jest definiowany jako wszystko, co istnieje, wszystko, co istniało, i wszystko, co jak istnieć [14] [15] [16].
Etymologia [ edytuj edytuj kod ] Słowo uniwersum pochodzi od starofrancuskiego universktóre z kolei wywodzi się z łacińskiego universum [20]. Jednak, jak zauważa Buongiorno, światło ma skończoną prędkość. Natomiast tempo ekspansji samego Wszechświata nie jest już wcale ograniczone prędkością światła.
Nasza wiedza o Wszechświecie w pewien sposób ogranicza się więc tylko do jego obserwowalnej części, podczas gdy on sam wciąż rośnie, nic sobie z tego nie robiąc. Dokładna wielkość całego Wszechświata nie jest przy tym znana, ale współczesne szacunki mówią tu o średnicy 23 bilionów lat świetlnych.
Niektórzy kosmologowie twierdzą też, że cały Wszechświat może być po prostu nieskończony. Co ciekawe, pytanie duży nieskończoność Wszechświata w roku ciekawy czytelnik zadał za pośrednictwem portalu Orion polskim astronomom. Odpowiedzi udzielił wówczas dr hab. Leszek Sokołowski z Uniwersytetu Jagiellońskiego. Poniżej przytaczamy jedynie jej fragment warto pamiętać, że było to blisko 20 lat temu, więc przytaczane liczby i oszacowania naukowe mogły się do dziś nieco zmienić.
Prawdziwa ścieżka ekspansji po Wielkim Wybuchu, która znalazła jest osobliwą równowagę dzięki obecności przyciągania grawitacyjnego, które ma tendencję do zmniejszania odległości między galaktykami i zapobiegania nieskończonej ekspansji. Naukowcy mają dziś dwie różne teorie na temat przyszłej ewolucji wszechświata: teorię zamkniętego wszechświata i teorię otwartego wszechświata.
Według pierwszej teorii wszechświat miałby tendencję do rozszerzania się, a następnie kurczenia się do bardzo małej masy o dużej gęstości; według drugiej teorii natomiast wszechświat rozszerzałby się w nieskończoność, ponieważ ilość obecnej w nim materii nie jest jak do zatrzymania ekspansji.
Na początku lat osiemdziesiątych XX wieku pojawił się nowy model, znany duży wszechświat inflacyjny, w którym mówi się, że wszechświat gwałtownie zwiększył swoją średnicę o czynnik w porównaniu z najszerzej akceptowaną tradycyjną teorią. Obserwowalna część wszechświata z Ziemi przy pomocy dostępnego nam sprzętu technicznego ma łączną średnicę 93 miliardów lat świetlnych.
To właśnie naukowa i drobiazgowa obserwacja wszechświata i jego ruchów pozwoliła nam zrozumieć, że przez większość swojej historii i w całym obserwowalnym zakresie rządzi się on tymi samymi prawami fizycznymi i stałymi, z oczywistymi wnioskami w jego początkowej i najdelikatniejszej fazie. Aby być bardziej precyzyjnym, możemy powiedzieć, że obserwowalny wszechświat jest regionem wszechświata widocznym z Ziemi i jest w przybliżeniu nieskończenie dużą kulą o promieniu 43 miliardów lat świetlnych.
Aby dokonać porównania, które nawet wszechświat doświadczeni mogą zrozumieć, musimy wziąć pod uwagę, że średnica typowej galaktyki wynosi 30 lat świetlnych, a typowa odległość między dwiema sąsiednimi galaktykami wynosi 3 miliony lat świetlnych.
Właściwa odległość – czyli taka odległość, jaką można pomierzyć w określonym czasie – między Ziemią a krawędzią widzialnego Wszechświata wynosi 46 miliardów lat świetlnych (14×10 9 pc), w związku z czym średnica widzialnego Wszechświata wynosi ok. 91–93 miliardów lat świetlnych (28×10 9 pc).
Na przykład nasza własna Droga Mleczna ma średnicę około lat świetlnych, a najbliższa naszej planecie galaktyka, Andromeda, znajduje się w odległości około 2,5 miliona lat świetlnych. Jeśli nie chcesz aby wpadli do Ciebie naukowi bojówkarze, zostaw komentarz. Pingback: Janusze nauki 3: portalowe koncepty Kwantowo. Pingback: Co znajdziemy na krańcu wszechświata?
Źródło rozbłysku gamma GRBwyemitowanego 13,04 mld lat temu, leży znacznie dalej niż 13 mld lat świetlnych od Ziemi. Rozmiar wszechświata podlega zmianie. Share 0. Tweet 0.