Thứ Năm, 11 tháng 9, 2014

CÂU CHUYỆN KHOA HỌC 14/b (Thực tại ảo?)

(ĐC sưu tầm trên NET)

Định luật Hubble

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Hubble đưa ra định luật rằng các ngôi sao càng xa trung tâm vũ trụ thì di chuyển ra xa khỏi trung tâm vũ trụ với tốc độ càng nhanh theo công thức:
v = H×d
Trong đó:
  • v là vận tốc di chuyển của các ngôi sao (km/s)
  • H là hằng số Hubble, hiện nay người ta tính được H = 67,15 ± 1,2 km/s/parsec.
    Parsec là đơn vị tính khoảng cách giữa các vì sao, 1 parsec = 3,08*1013km.
  • d là khoảng cách từ trung tâm vũ trụ tới ngôi sao đó tính bằng parsec.
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:29, ngày 2 tháng 9 năm 2014.
 

Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Thuyết tương đối rộng
Spacetime curvature.png
G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu}= {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}
Giới thiệu · Mô hình Toán học
Tham khảo  · Kiểm chứng
 
Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) là nghiệm chính xác của phương trình trường Einstein trong thuyết tương đối tổng quát; miêu tả một vũ trụ đơn liên hoặc đa liên với tính chất đồng nhất, đẳng hướng đang giãn nở hoặc co lại. (Nếu đa liên, thi mỗi sự kiện trong không thời gian sẽ được biểu diễn bởi nhiều hơn 1 bộ tọa độ.) Dạng tổng quát của mêtric xuất phát từ tính chất hình học của sự đồng nhất và đẳng hướng; và phương trình trường Einstein chỉ cần thiết khi muốn xác định hệ số tỷ lệ như là hàm của thời gian. Tùy thuộc vào bối cảnh địa lý hay lịch sử, tên gọi của bốn nhà vật lý — Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Howard Percy Robertson và Arthur Geoffrey Walker — mà một số nhà khoa học sử dụng để đặt tên cho mêtric (ví dụ, Friedmann–Robertson–Walker (FRW) hay Robertson–Walker (RW) hay Friedmann–Lemaître (FL)). Mô hình này đôi khi còn gọi là Mô hình chuẩn của vũ trụ học hiện đại. Mêtric này được bốn nhà vật lý trên nghiên cứu một cách độc lập trong những thập niên 1920 và 1930.
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:30, ngày 2 tháng 9 năm 2014.

Chân trời vũ trụ học

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Đối với các định nghĩa khác, xem Chân trời vũ trụ.
Chân trời vũ trụ học là ranh giới tới hạn trong vũ trụ mà sau nó, về nguyên tắc thì không có bất cứ một thiên thể nào có thể quan sát được, do vận tốc có giới hạn của ánh sáng và sự giãn nở vũ trụ từ điểm kỳ dị ban đầu.
Chân trời vũ trụ nằm ở khoảng cách, mà từ đó ánh sáng cần một khoảng thời gian để đến được người quan sát đúng bằng tuổi của vũ trụ, ứng với thời gian từ lúc vũ trụ bắt đầu giãn nở. Khi đó chuyển dịch đỏ z của vật thể có giá trị vô cùng lớn.
\frac{4}{3} \pi {S_\textrm{horizon}}^3 = 9 \times 10^{30}\ \textrm{ly}^3
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:30, ngày 2 tháng 9 năm 2014.
 

Chân trời sự kiện

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Biểu đồ không thời gian

Xem thêm

 
 
Đối với các định nghĩa khác, xem Chân trời vũ trụ.
Chân trời sự kiện là biên phía trong của không-thời gian gần một điểm kỳ dị, tất cả các loại vật chất nếu nằm dưới giới hạn này kể cả các sóng điện từ (kể cả ánh sáng) đều không thể vượt ra ngoài để đến với người quan sát.
Ánh sáng phát ra bên trong chân trời sự kiện không thể thoát ra ngoài, chính vì thế điểm kỳ dị của chân trời sự kiện được gọi là hố đen. Bản thân vật thể khi đi qua chân trời sự kiện sẽ không cảm thấy điều gì đặc biệt, nhưng người quan sát bên ngoài sẽ thấy vật thể tiến gần chân trời sự kiện một cách chậm dần rồi mất hẳn. Đó là do ánh sáng từ vật thể phải mất một thời gian lâu hơn để thoát khỏi lực hấp dẫn khi tiến gần chân trời sự kiện, và mất một khoảng thời gian vô tận khi đạt đến chân trời sự kiện để đến với người quan sát bên ngoài. Chính vì thế nó được gọi là chân trời vì người quan sát nhìn vật thể tiến đến chân trời sự kiện tương tự như một chiếc máy bay khuất sau chân trời thường.
Khái niệm chân trời sự kiện có liên quan đến khái niệm bán kính Schwarzschild trong vật lý.

Chân trời sự kiện của vũ trụ quan sát được

Chân trời phần tử của vũ trụ quan sát được là biên giới thể hiện khoảng cách xa nhất tại đó các sự kiện có thể được quan sát hiện tại. Với những sự kiện ở bên ngoài khoảng cách đó, ánh sáng không có đủ thời gian để tới được chỗ chúng ta, thậm chí nếu ánh sáng đã được phát ra từ khi vũ trụ bắt đầu. Chân trời phần tử thay đổi thế nào phụ thuộc vào trạng thái của sự mở rộng của vũ trụ. Nếu sự mở rộng có một số đặc tính, có những phần của vũ trụ sẽ không bao giờ quan sát được, dù người quan sát có phải đợi bao lâu chăng nữa để chờ ánh sáng phát ra từ các vùng đó tới nơi. Phần biên giới mà các sự kiện không bao giờ có thể được quan sát là một chân trời sự kiện, và nó thể hiện tầm mức lớn nhất của chân trời phần tử.
Các tiêu chí để xác định liệu một chân trời sự kiện của vũ trụ có tồn tại không như sau. Xác định một comoving distance d_E bởi
Không thể phân tích cú pháp (lỗi chính tả): d_p=\int_{0}^{t_0} \frac{c}{a(t)}dt\.
Ở phương trình này, a là scale factor, c là tốc độ ánh sáng, và t0 là tuổi của vũ trụ. Nếu d_E \rightarrow \infty, (ví dụ các điểm được cho là xa ở mức tối đa chúng ta có thể quan sát được), thì không có chân trời sự kiện. Nếu d_E \neq \infty, có chân trời sự kiện.
Các ví dụ về các mô hình vũ trụ không có một chân trời sự kiện là các vụ trụ bị chi phối bởi vật chất hay bởi bức xạ. Một ví dụ về một mô hình vũ trụ với một chân trời sự kiện là một vũ trụ bị chi phối bởi hằng số vũ trụ (một de Sitter universe).
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:27, ngày 2 tháng 9 năm 2014.

 

Bức xạ phông vi sóng vũ trụ

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
 
Ảnh của bức xạ phông chụp bởi vệ tinh WMAP của NASA vào tháng 6 năm 2003
Bức xạ phông vi sóng vũ trụ (hay bức xạ nền vũ trụ, bức xạ tàn dư vũ trụ) là bức xạ điện từ được sinh ra từ thời kỳ sơ khai của vũ trụ (khoảng 380.000 năm sau Vụ Nổ Lớn). Phổ của nó có dạng giống phổ bức xạ của vật đen với đỉnh nằm trong dải bước sóng vi ba (trong khoảng vài milimét đến vài chục xentimét). Hầu hết các nhà vũ trụ học cho rằng bức xạ phông nền vũ trụ cùng với sự dịch chuyển đỏ là những bằng chứng tốt nhất chứng minh cho sự đúng đắn của mô hình Vụ Nổ Lớn của vũ trụ.
Lý thuyết vụ nổ lớn tiên đoán về sự tồn tại của bức xạ phông vi sóng vũ trụ được tạo thành từ các quang tử phát ra từ giai đoạn sinh hạt baryon. Vì vũ trụ thời kỳ sơ khai ở trạng thái cân bằng nhiệt động nên nhiệt độ của bức xạ và plasma bằng nhau cho đến khi plasma tái hợp. Trước khi nguyên tử được hình thành thì bức xạ bị hấp tụ và tái phát xạ đều trong một quá trình gọi là tán xạ Compton: vũ trụ vào giai đoạn sơ khai không trong suốt với ánh sáng. Tuy nhiên, quá trình nhiệt độ của vũ trụ bị giảm đi khi giãn nở làm cho nhiệt độ xuống thấp hơn 3000 K, tại nhiệt độ này thì điện tử và hạt nhân kếp hợp với nhau để tạo ra nguyên tử và các plasma nguyên thủy bị biến thành khí trung hòa. Quá trình này được gọi là quá trình giải phóng quang tử. Một vũ trụ chỉ gồm các nguyên tử trung hòa cho phép bức xạ truyền qua mà không bị cản trở nhiều.
Vì tại các giai đoạn sớm, vũ trụ ở trong trạng thái cân bằng nhiệt động nên bức xạ từ thời điểm này có phổ phân bố giống như phổ phát xạ của một vật đen được truyền một cách tự do cho đến ngày nay sẽ bị dịch chuyển đỏ theo định luật Hubble. Bức xạ đó phải được giống nhau theo mọi hướng trong không gian.
Năm 1964, Arno Penzias và Robert Wilson đã phát hiện ra bức xạ phông vũ trụ khi họ tiến hành nghiên cứu một máy thu tín hiệu vi sóng ở phòng thí nghiệm Bell. Khám phá của họ đã khẳng định tiên đoán về bức xạ phông vũ trụ, một bức xạ đẳng hướng và đồng nhất phân bố giống như phổ phát xạ của vật đen có nhiệt độ khoảng 3 K. Penzias và Wilson được trao giải Nobel Vật lý nhờ khám phá này.
Năm 1989, Cơ quan Hàng không Vũ trụ Hoa Kỳ đã phóng Vệ tinh Thăm dò Phông Vũ trụ (COBE), các kết quả ban đầu quan sát được rất phù hợp với các tiên đoán của lý thuyết vụ nổ lớn liên quan đến bức xạ phông vũ trụ. COBE đã tìm thấy nhiệt độ dư là 2.726 K và xác định được rằng bức xạ đó là đẳng hướng với độ chính xác 10-5. Vào những năm 1990, tính dị hướng của bức xạ phông vũ trụ được nghiên cứu rất chi tiết bằng rất nhiều các thí nghiệm và kết quả là về mặt hình học, vũ trụ là phẳng (xem hình dáng của vũ trụ).
Vào đầu năm 2003 các kết quả từ Vệ tinh Dị hướng Vi sóng Wilkinson (WMAP) được phóng và đã thu được các giá trị chính xác nhất về các thông số vũ trụ. Vệ tinh này cũng loại bỏ một số mô hình lạm phát vũ trụ đặc biệt nhưng nhìn chung thì các kết quả phù hợp với lý thuyết lạm phát.
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:30, ngày 2 tháng 9 năm 2014.

Năng lượng tối

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
 
Bài chi tiết: Số phận sau cùng của vũ trụ
Hình dung về tỷ lệ thành phần vũ trụ:
năng lượng tối 68,3%,
vật chất tối 26,8%,
khí Hidro, Heli tự do, các sao, neutrino, thành phần chất rắn và các phần còn lại 4,9%
Năng lượng tối chiếm phần lớn thế giới vật chất
Năng lượng tối là dạng năng lượng chưa quan sát và nghiên cứu đầy đủ được, lấp đầy không gian vũ trụ, là nguyên nhân sự giãn nở của vũ trụ
Trang này được sửa đổi lần cuối lúc 15:29, ngày 2 tháng 9 năm 2014.
 
    vào lúc
    Nhãn:

    Không có nhận xét nào:

    Đăng nhận xét

    Đăng ký: Đăng Nhận xét (Atom)